Строение и эволюция звезд и планет

Содержание

Введение................................................................................................................. 3

1. Основные концепции происхождения и эволюции звезд............................ 4

2. Современные теории происхождения и эволюции звезд........................... 10

3. Схема эволюции одиночной звезды............................................................. 21

3.1. Эволюция звезд с низкой и средней массой............................................................................ 21

3.2. Эволюция звезд с высокой массой............................................................................................ 22

3.3. Схема эволюции одиночной звезды......................................................................................... 23

Заключение.......................................................................................................... 24

Список использованной литературы............................................................... 25

Приложение......................................................................................................... 26

Введение

Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же исследования проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.

Современные астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что началом Вселенной, приблизительно десять миллиардов лет назад, был гигантский огненный шар, раскаленный и плотный. Его состав весьма прост. Этот огненный шар был на столько раскален, что состоял лишь из свободных элементарных частиц, которые стремительно двигались, сталкиваясь друг с другом.

На протяжении десяти миллиардов лет после “большого взрыва” простейшее бесформенное вещество постепенно превращалось в атомы, молекулы, кристаллы, породы, планеты. Рождались звезды, системы, состоящие из огромного количества элементарных частиц с весьма простой организацией. На некоторых планетах могли возникнуть формы жизни.

Цель работы: провести исследование строения и эволюции звезд и планет.

Данная цель решается с помощью решения следующих основных задач:

1. описать основные концепции происхождения звезд;

2. дать характеристику основным этапам эволюции звезд;

3. описать современные теории происхождения звезд;

4. описать схему эволюции одиночной звезды.

В работе описаны основные концепции происхождения звезд: небулярная модель образования Солнечной системы и модель расширяющейся Вселенной.

Дана характеристика основных этапов эволюции звезд: стадия сжатия звезд, стационарная стадия, стадия цефеид и заключительный этап жизни звезды, решающим образом зависит от массы звезды. Описаны современные теории происхождения и эволюции звезд: Описана схема эволюции одиночной звезды: эволюция звезд с низкой и средней массой, эволюция звезд с высокой массой, схема эволюции одиночной звезды.

1. Основные концепции происхождения и эволюции звезд

Существуют две основные концепции происхождения небесных тел. Первая основывается на небулярной модели образования Солнечной системы, выдвинутой еще французским физиком и математиком Пьером Лапласом и развитой немецким философом Иммануилом Кантом. В соответствии с нею звезды и планеты образовались из рассеянного диффузного вещества (космической пыли) путем постепенного сжатия первоначальной туманности.

Принятие модели Большого Взрыва и расширяющейся Вселенной существенным образом повлияло и на модели образования небесных тел и привело к гипотезе Виктора Амбарцумяна о возникновении галактик, звезд и планетных систем из сверхплотного (состоящего из самых тяжелых элементарных частиц — гиперонов) дозвездного вещества, находящегося в ядрах галактик, путем его фрагментации.

Интерпретация небесных тел определяется тем, какую из двух гипотез считают истинной. Открытие В. Амбарцумяном звездных ассоциаций, состоящих из очень молодых звезд, стремящихся убежать друг от друга, было понято им как подтверждение гипотезы образования звезд из первоначального сверхплотного вещества. Какая из двух концепций ближе к истине, решит последующее развитие естествознания.

Модель расширяющейся Вселенной встретилась с несколькими трудностями, которые способствовали прогрессу астрономии. Разлетаясь после Большого Взрыва из точки с бесконечно большой плотностью, сгустки вещества должны слегка притормаживать друг друга силами взаимного притяжения, и скорость их должна падать. Но для торможения не хватает всей массы Вселенной. Из этого возражения родилась в 1939 году гипотеза о наличии во Вселенной так называемых «черных дыр», которые невозможно увидеть, но которые хранят 9/10 массы Вселенной (т.е. столько, сколько недостает).

Звезды возникали в ходе эволюции галактик. Большинство астрономов считают, что это происходило в результате сгущения (конденсации) облаков диффузной материи, которые постепенно формировались внутри галактик. Одна из исходных предпосылок такой гипотезы состоит в том, что, как показывают наблюдения, «молодые» звезды всегда тесно связаны с газом и пылью. Эти звезды и диффузная материя концентрируются в спиральных ветвях галактик. Местами наиболее интенсивно звездообразования считаются массы холодного межзвездного вещества, которые называются газово-пылевыми комплексами[1].

Силы тяготения холодного газово-пылевого облака сжимают его, оно принимает шарообразную форму. При сжатии будут возрастать плотность и температура облака. Возникнет будущая, рождающаяся звезда (протозвезда). Температура ее поверхности пока еще мала, но протозвезда уже излучает в инфракрасном диапазоне.

Одно из основных отличий протозвезды от звезды заключается в том, что в протозвезде еще не происходят термоядерные реакции, т.е. в ней нет еще основного источника энергии обычных звезд. Термоядерные реакции начинаются, когда в процессе сжатия протозвезды температура в ее недрах станет порядка 10⁷К. С этого времени стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа теперь уже может уравновесить силу тяготения внешних частей звезды.

Стадия сжатия звезд, массы которых значительно больше массы Солнца, продолжается всего лишь сотни тысяч лет, а звезды, массы которых меньше солнечной, сжимаются сотни миллионов лет. Чем больше масса звезды, тем при большей температуре достигается равновесие. Поэтому, как вы знаете, у массивных звезд самые большие светимости.

Стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным «выгоранием» водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды, которые располагаются на главной последовательности диаграммы «спектр – светимость». Таких звезд, как мы знаем, больше всего. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего. А поскольку светимость звезды пропорциональна примерно четвертой степени ее массы, то массивные звезды, массы которых в несколько раз больше массы Солнца, эволюционируют быстрее. Они находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет, а звезды, подобные Солнцу, – миллиарды лет.

Когда весь водород в центральной области звезды превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 1,5*10⁷К, гелий начнет превращаться в углерод (с последующим образованием все более тяжелых химических элементов). Как показывают расчеты, светимость и размеры звезд будут возрастать. В результате обычная звезда постепенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Такие звезды, как вы знаете, занимают особое положение на диаграмме «спектр – светимость». Многие звезды, по-видимому, не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время пульсируют, как бы проходя в своем развитии стадию цефеид.

Заключительный этап жизни звезды, как и вся ее эволюция, решающим образом зависит от массы звезды. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу (но с массами, не большими 1,2 массы Солнца), постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик. Белых карликов в мире звезд много. Это значит, что, по-видимому, многие звезды превращаются в белых карликов, которые затем постепенно остывают, становясь «потухшими звездами».

Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (которые образовались внутри звезды и во время ее взрыва), а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, т. е. превратиться в нейтронные звезды.

Внутри звезд в ходе термоядерных реакций может образоваться до 30 химических элементов, а во время взрыва сверхновых – остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. Вот почему о возрасте звезд можно судить по их химическому составу, определяемому методом спектрального анализа.

А какова судьба звезды, масса которой более чем вдвое превышает массу Солнца? Такая звезда, потеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия (коллапса) она, вероятно, способна превратиться в удивительный объект – черную дыру. Такое странное название связано с тем, что могучее поле тяготения сжавшейся звезды не выпускает за ее пределы никакое излучение (свет, рентгеновские лучи и т.д.). Поэтому черную дыру нельзя увидеть ни в каком диапазоне электромагнитных волн. Но, как показали наши ученые, есть возможность обнаружить черные дыры. Дело в том, что черные дыры должны оказывать гравитационное воздействие на окружающие их тела. Не исключено, например, что черная дыра может быть в составе двойной звезды. Газ с поверхности обычной заезды будет непрерывно падать на черную дыру, образуя вокруг нее диск. Температура газа в атом вращающемся диске может достичь 10⁷ К. При температуре в миллионы кельвинов газ будет излучать в рентгеновском диапазоне. Поэтому с точки зрения поиска черных дыр интересны компактные источники рентгеновского излучения. Если такой источник обнаружен (с помощью рентгеновских телескопов на ИСЗ) и если он имеет достаточно большую массу (для выяснения этого в конечном счете используются формулы, то этот источник может оказаться нейтронной звездой или даже черной дырой. Наиболее вероятным «кандидатом» считается рентгеновский источник Лебедь Х-1.

Самые «старые» звезды должны входить в длительно существующие скопления. Это шаровые скопления, возраст которых порядка 10¹⁰ лет. В шаровых скоплениях много красных и желтых звезд. (Их возраст достигает нескольких миллиардов лет). Рассеянные скопления «моложе». Возраст белых и голубых сверхгигантов, которые есть в этих скоплениях, – порядка нескольких миллионов лет.

Если некоторая масса вещества оказывается в сравнительно небольшом объеме, критическом для данной массы, то под действием собственного тяготения такое вещество начинает неудержимо сжиматься. Происходит гравитационный коллапс. В результате сжатия растет концентрация массы и наступает момент, когда сила тяготения на поверхности становится столь велика, что для ее преодоления надо было бы развить скорость большую, чем скорость света. Поэтому «черная дыра» ничего не выпускает наружу и не отражает, и стало быть ее невозможно обнаружить. В «черной дыре» пространство искривляется, а время замедляется. Если сжатие продолжается дальше, тогда на каком-то его этапе начинаются незатухающие ядерные реакции. Сжатие прекращается, а затем происходит антиколлапсионный взрыв, и «черная дыра» превращается в «белую дыру». Предположено, что «черные дыры» находятся в ядрах галактик, являясь сверхмощным источником энергии.

Все небесные тела можно разделить на испускающие энергию — звезды, и не испускающие — планеты, кометы, метеориты, космическую пыль. Энергия звезд генерируется в их недрах ядерными процессами при температурах, достигающих десятки миллионов градусов, что сопровождается выделением особых частиц огромной проницающей способности — нейтрино.

Звезды – это фабрики по производству химических элементов и источники света и жизни. Тем самым решаются сразу несколько задач. Звезды движутся вокруг центра галактики по сложным орбитам. Могут быть звезды, у которых меняются блеск и спектр – переменные звезды (Тау Кита) и нестационарные (молодые) звезды, а также звездные ассоциации, возраст которых не превышает 10 млн. лет. Возможно из них образуются сверхновые звезды, при вспышках которых происходит выделение огромного количества энергии нетеплового происхождения и образование туманностей (скоплений газов).

Существуют очень крупные звезды – красные гиганты и сверхгиганты, и нейтронные звезды, масса которых близка к массе Солнца, но радиус составляет 1/50000 от солнечного (10-20 км); они называются так, потому что состоят из огромного сгустка нейтронов).

В 1967 году были открыты пульсары – космические источники радио-, оптического, рентгеновского и гамма-излучения, приходящие на Землю в виде периодически повторяющихся всплесков. У радиопульсаров (быстро вращающихся нейтронных звезд) периоды импульсов – 0,03-4 сек, у рентгеновских пульсаров (двойных звезд, где к нейтронной звезде перетекает вещество от второй, обычной звезды) периоды составляют несколько секунд и более.

К интересным небесным телам, которым часто приписывалось сверхъестественное значение, относятся кометы. Под воздействием солнечного излучения из ядра кометы выделяются газы, образующие обширную голову кометы. Воздействие солнечного излучения и солнечного ветра обусловливает образование хвоста, иногда достигающего миллионов километров в длину. Выделяемые газы уходят в космическое пространство, вследствие чего при каждом приближении к Солнцу комета теряет значительную часть своей массы. В связи с этим кометы живут относительно недолго (тысячелетия и столетия).

Небо только кажется спокойным. В нем постоянно происходят катастрофы и рождаются новые и сверхновые звезды, во время вспышек которых светимость звезды возрастает в сотни тысяч раз. Эти взрывы характеризуют галактический пульс.

В конце эволюционного цикла, когда все водородное горючее истрачено, звезда сжимается до бесконечной плотности (масса остается прежней). Обычная звезда превращается в «белого карлика» — звезду, имеющую относительно высокую поверхностную температуру (от 7000 до 30000° С) и низкую светимость, во много раз меньшую светимости Солнца.

Предполагается, что одной из стадий эволюции нейтронных звезд является образование новой и сверхновой звезды, когда она увеличивается в объеме, сбрасывает свою газовую оболочку и в течение нескольких суток выделяет энергию, светя как миллиарды солнц. Затем, исчерпав ресурсы, звезда тускнеет, а на месте вспышки остается газовая туманность.

Если звезда имела сверхкрупные размеры, то в конце ее эволюции частицы и лучи, едва покинув поверхность, тут же падают обратно из-за сил гравитации, т. е. образуется «черная дыра», переходящая затем в «белую дыру».

Процесс эволюции звезд представлен на схеме:

2. Современные теории происхождения и эволюции звезд

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно иного миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек[2].

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных "радиоизображений" некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны НII», т. е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд - объектов заведомо молодых.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В самом деле, откуда, например, берется огромное количество энергии, необходимой для поддержания излучения Солнца примерно на наблюдаемом уровне в течение нескольких миллиардов лет? Ежесекундно Солнце излучает 4*10³³ эрг, а за 3 млрд. лет оно излучило 4*10⁵⁰ эрг. Несомненно, что возраст Солнца около 5 млрд. лет. Это следует хотя бы из современных оценок возраста Земли различными радиоактивными методами. Вряд ли Солнце «моложе» Земли.

В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях, перейти в излучение. Как мы увидим ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

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 градусов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно «просачивается» сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10⁵² эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце «израсходовало» не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие «протозвезды» наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.

При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана - Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме «спектр-светимость» такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс[3].

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится все более «ранним». Таким образом, двигаясь по диаграмме «спектр - светимость», протозвезда довольно быстро «сядет» на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточней для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше - несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.

В 1966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. При обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т.е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали «подходящее» имя «мистериум». Однако «мистериум» очень скоро разделил судьбу своих оптических «братьев» - «небулия» и «корония». Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам - «небулию» и «коронию». Не будем снисходительно улыбаться над невежеством астрономов начала нашего века: ведь теории атома тогда еще не было! Развитие физики не оставило в периодической системе Менделеева места для экзотических «небожителей»: в 1927 г. был развенчан «небулий», линии которого с полной надежностью были отождествлены с «запрещенными» линиями ионизованных кислорода и азота, а в 1939-1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии «корония» принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция.

Если для «развенчания» «небулия» и «корония» потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия стало ясно, что линии «мистериума» принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных условиях.

Дальнейшие наблюдения, прежде всего, выявили, что источники «мистериума» имеют исключительно малые угловые размеры. Это было показано с помощью тогда еще нового, весьма эффективного метода исследований, получившего название «радиоинтерферометрия на сверхдлинных базах». Суть метода сводится к одновременным наблюдениям источников на двух радиотелескопах, удаленных друг от друга на расстояния в несколько тысяч км. Как оказывается, угловое разрешение при этом определяется отношением длины волны к расстоянию между радиотелескопами. В нашем случае эта величина может быть ~3*10^-8 рад или нескольких тысячных секунды дуги! Заметим, что в оптической астрономии такое угловое разрешение пока совершенно недостижимо.

Такие наблюдения показали, что существуют по крайней мере три класса источников «мистериума». Нас здесь будут интересовать источники 1 класса. Все они находятся внутри газовых ионизованных туманностей, например в знаменитой туманности Ориона. Как уже говорилось, их размеры чрезвычайно малы, во много тысяч раз меньше размеров туманности. Всего интереснее, что они обладают сложной пространственной структурой. Рассмотрим, например, источник, находящийся в туманности, получившей название W3.

Профиль линии ОН, излучаемый этим источником, состоит из большого количества узких ярких линий. Каждой линии соответствует определенная скорость движения по лучу зрения излучающего эту линию облака. Величина этой скорости определяется эффектом Доплера. Различие скоростей (по лучу зрения) между различными облаками достигает ~10 км/с. Упомянутые выше интерферометрические наблюдения показали, что облака, излучающие каждую линию, пространственно не совпадают. Картина получается такая: внутри области размером приблизительно 1,5 секунды дуги движутся с разными скоростями около 10 компактных облаков. Каждое облако излучает одну определенную (по частоте) линию. Угловые размеры облаков очень малы, порядка нескольких тысячных секунды дуги. Так как расстояние до туманности W3 известно (около 2000 пс), то угловые размеры легко могут быть переведены в линейные. Оказывается, что линейные размеры области, в которой движутся облака, порядка 10^-2 пс, а размеры каждого облака всего лишь на порядок величины больше расстояния от Земли до Солнца.

Возникают вопросы: что это за облака и почему они так сильно излучают в радиолиниях гидроксила? На второй вопрос ответ был получен довольно скоро. Оказалось, что механизм излучения вполне подобен тому, который наблюдался в лабораторных мазерах и лазерах.

Итак, источники «мистериума» – это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах - в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление излучения в линиях благодаря такому эффекту возможно тогда, когда среда, в которой распространяется излучение, каким-либо способом «активирована». Это означает, что некоторый «сторонний» источник энергии (так называемая «накачка») делает концентрацию атомов или молекул на исходном (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянно действующей «накачки» мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма «накачки» космических мазеров пока еще окончательно не решен. Однако скорее всего «накачкой» служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом «накачки» могут быть некоторые химические реакции.

Поток радиоизлучения от некоторых космических мазеров настолько велик, что мог бы быть обнаружен даже при техническом уровне радиоастрономии лет 30 тому назад, т.е. еще до изобретения мазеров и лазеров! Для этого надо было «только» знать точную длину волны радиолинии ОН и заинтересоваться проблемой. Кстати, это не первый случай, когда в естественных условиях реализуются важнейшее научно-технические проблемы, стоящие перед человечеством. Термоядерные реакции, поддерживающие излучение Солнца и звезд, стимулировали разработку и осуществление проектов получения на Земле ядерного «горючего», которое в будущем должно решить все наши энергетические проблемы. Увы, мы иска еще далеки от решения этой важнейшей задачи, которую природа решила «запросто». Полтора века тому назад основатель волновой теории света Френель заметил (по другому поводу, конечно): «Природа смеется над нашими трудностями». Как видим, замечание Френеля еще более справедливо в наши дни.

Вернемся, однако, к космическим мазерам. Хотя механизм «накачки» этих мазеров пока еще не совсем ясен, все же можно составить себе грубое представление о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию 18 см. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотны: в кубическом сантиметре там имеется по крайней мере 10⁸-10⁹ частиц, причем существенная (а может быть и большая) часть их - молекулы. Температура вряд ли превышает две тысячи градусов, скорее всего она порядка 1000 градусов. Эти свойства резко отличны от свойств даже самых плотных облаков межзвездного газа. Учитывая еще сравнительно небольшие размеры облаков, мы невольно приходим к выводу, что они скорее напоминают протяженные, довольно холодные атмосферы звезд - сверхгигантов. Очень похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя стадия развития протозвезд, следующая сразу за их конденсацией из межзвездной среды. В пользу этого утверждения говорят и другие факты. В туманностях, где наблюдаются космические мазеры, видны молодые горячие звезды. Следовательно, там недавно закончился и, скорее всего, продолжается и в настоящее время, процесс звездообразования. Пожалуй, самое любопытное это то, что, как показывают радиоастрономические наблюдения, космические мазеры этого типа как бы «погружены» в небольшие, очень плотные облака ионизованного водорода. В этих облаках имеется много космической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие «коконы» ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них. При исследовании процессов звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвездное поглощение света не так существенно.

Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуются несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше (см. табл.1). Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивный сгусток, между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близости от «новорожденной» горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший в сгустки водород «кокона». Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем уточняться, причем, конечно, в нее будут внесены существенные изменения. Но факт остается фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего - сравнительно короткое) новорожденные протозвезды, образно выражаясь, «кричат» о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т.е. мазерами).

Спустя 2 года после открытия космических мазеров на гидроксиле (линия 18 см) было установлено, что те же источники одновременно излучают (также мазерным механизмом) линию водяных паров, длина волны которой 1,35 см. Интенсивность «водяного» мазера даже больше, чем «гидроксильного». Облака, излучающие линию Н₂О, хотя и находятся в том же малом объеме, что и «гидроксильные» облака, движутся с другими скоростями и значительно более компактны. Таким образом, совершенно неожиданно радиоастрономия превратила классическую проблему звездообразования в ветвь наблюдательной астрономии.

Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме «спектр - светимость». Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме «спектр - светимость», где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме «спектр - светимость». Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда «ляжет» на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов. Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного «горючего». Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10-15 млрд. лет. Ниже приводится табл.1, дающая вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов. В этой же таблице приведены значения масс, радиусов и светимостей звезд в солнечных единицах. Из таблицы следует, что время пребывания на главной последовательности звезд, более «поздних», чем К0, значительно больше возраста Галактики, который по существующим оценкам близок к 15-20 млрд. лет.

«Выгорание» водорода (т.е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь «выгорит». Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается на диаграмме «спектр – светимость» вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд. Если представить себе группу одновременно образовавшихся эволюционизирующих звезд, то с течением времени главная последовательность на диаграмме «спектр - светимость», построенная для этой группы, будет как бы загибаться вправо.

Таблица 1

Спектральный класс	Масса	Радиус	Светимость	Время, лет
грав. сжатия	Пребывания на ГП
B0	17,0	9,0	30000	1,2*10⁵	8*10⁶
B5	6,3	4,2	1000	1,1*10⁶	8*10⁷
A0	3,2	2,8	100	4,1*10⁶	4*10⁸
A5	1,9	1,5	12	2,2*10⁷	2*10⁹
F0	1,5	1,25	4,8	4,2*10⁷	4*10⁹
F5	1,3	1,24	2,7	5,6*10⁷	6*10⁹
G0	1,02	1,02	1,2	9,4*10⁷	1,1*10¹⁰
G2 (Солнце)	1,00	1,00	1,0	1,1*10⁸	1,3*10¹⁰
G5	0,91	0,92	0,72	1,1*10⁸	1,7*10¹⁰
K0	0,74	0,74	0,32	2,3*10⁸	2,8*10¹⁰
K5	0,54	0,54	0,10	6,0*10⁸	7*10¹⁰

Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре «выгорит»? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура и давление не могут поддерживаться там на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название «вырожденного». Он обладает рядом интересных свойств, на которых мы здесь останавливаться не можем. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Вычисления показывают, что светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы «разбухает», и начнет «сходить» с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды-гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость. При переходе звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно увеличивается.

Для проверки теории большое значение имеет построение диаграммы «спектр - светимость» для отдельных звездных скоплений. Дело в том, что звезды одного и того же скопления (например, Плеяды) имеют, очевидно, одинаковый возраст. Сравнивая диаграммы «спектр - светимость» для разных скоплений – «старых» и «молодых», можно выяснить, как эволюционируют звезды.

Что произойдет с звездами, когда реакция «гелий – углерод» в центральных областях исчерпает себя, так же как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта? Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, «сбрасывают». Такой процесс мы наблюдаем, по-видимому, как образование так называемых «планетарных туманностей». После того как от звезды отделится со сравнительно небольшой скоростью наружная оболочка, «обнажатся» ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширяться, все дальше и дальше отходя от звезды.

Мощное ультрафиолетовое излучение звезды – ядра планетарной туманности - будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик.

Таким образом, белые карлики как бы «вызревают» внутри звезд – красных гигантов – и «появляются на свет» после отделения наружных слоев гигантских звезд. В других случаях сбрасывание наружных слоев может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем постепенного истечения атомов. Так или иначе белые карлики, в которых весь водород «выгорел» и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Логическим выводом отсюда является признание генетической связи между самыми поздними этапами эволюции звезд и белыми карликами. Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в невидимые «черные» карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни сравнительно массивных звезд может быть значительно более драматическим – они могут стать сверхновыми.

Скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы – Галактики – прошло около 15-20 млрд. лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звезды, массы которых превышают некоторую величину. По-видимому, эта «критическая» масса всего лишь на 10-20% превышает массу Солнца. С другой стороны, как уже подчеркивалось, процесс образования звезд из межзвездной газово-пылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас. Именно поэтому мы наблюдаем горячие массивные звезды в верхней левой части главной последовательности. Но даже звезды, образовавшиеся в самом начале формирования Галактики, если масса их меньше чем 1,2 солнечной, еще не успели сойти с главной последовательности. Заметим, кстати, что темп звездообразования в настоящее время значительно ниже, чем много миллиардов лет назад. Солнце образовалось около 5 млрд. лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с «современной». Вот уже по крайней мере 4,5 млрд. лет оно «сидит» на главной последовательности, устойчиво излучая благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях. Сколько еще времени это будет продолжаться? Расчеты показывают что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус - в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет. Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик.

3. Схема эволюции одиночной звезды

3.1. Эволюция звезд с низкой и средней массой

Звездами с низкой и средней массой (0.08М_sun<М_*<8М_sun) можно называть звезды, которые заканчивают свою жизнь без процесса углеродного горения и горения более массивных элементов в ядре. Внутри этой группы звезд также реализуются разные сценарии эволюции в зависимости от массы. Так, звезды с массами меньше 0.08 солнечной (М_*<0.08М_sun) никогда не будут иметь достаточной температуры в ядре, чтобы водород загорелся (строго говоря, это вообще не звезды, раз в них нет ядерного горения, однако это вопрос определения); их называют коричневыми карликами, или иногда водородными вырожденными карликами т.к. газ в них вырожден. Медленно остывая, они превращаются в черных карликов[4].

Красные карлики с массами 0.08М_sun<М_*<0.5М_sun достигают в ядре температур, достаточных для горения водорода, но при этом они полностью конвективны, что предотвращает загорание водорода в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра, заставляя звезду сжиматься и нагреваться. Это приводит ее к перемещению влево на диаграмме ГР, превращая звезду в вырожденный гелиевый белый карлик.

В звездах средних масс ~0.5М_sun<М_*<~8М_sun будут гореть как водород, так и гелий. Они заканчивают свою жизнь как углеродно-кислородные белые карлики, также состоящие из вырожденного газа. Когда у звезд средних масс кончается водород в ядре, происходит его загорание в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. Звезды перемещаются на диаграмме ГР в ветвь красных гигантов. Для масс ~0.5М_sun<М_*<~3М_sun гелий в ядре загорится взрывным путем, испытав так называемую гелиевую вспышку (из-за вырожденности газа в ядре). Для масс ~3M_sun<М_*<~8М_sunзагорание гелия в ядре произойдет спокойно, так как температура в ядре достаточно высока и газ не успевает дойти до стадии вырождения. Звезда вступает в фазу горения гелия в непрерывно растущем конвективном ядре, вокруг которого горит тонкая водородная оболочка (горение водорода вносит значительный вклад в общую светимость звезды). На диаграмме ГР горение гелия у звезд этих масс происходит в двух различных областях: на ветви красных гигантов и на более голубой горизонтальной ветви. Когда гелий в ядре закончится, то его горение начнется в слоевом источнике вокруг ядра. Углеродно-кислородное ядро будет сжиматься и нагреваться, в то время как водородная оболочка будет охлаждаться и расширяться и звезда на диаграмме ГР попадет на ветвь сверхгигантов. Температура в ядрах звезд с массами ~0.5М_sun<М_*<~8М_sun недостаточно высока, чтобы поджечь углерод после выгорания гелия. В недрах звезды формируется углеродно-кислородное ядро с вырожденным газом, очень похожее на белый карлик, да оно в сущности и есть белый карлик. При этом оболочка продолжает расширяться и в конце концов звезда и оболочка разделяются. Оболочка постепенно расширяется, формируя так называемую планетарную туманность. Оставшееся ядро и есть углеродно-азотный белый карлик с вырожденным газом, расположенный на диаграмме ГР в левом нижнем углу.

Резюме: все звезды с М_*<~8М_sunпревратятся в белые карлики. Их ядра должны быть М_ядра<~1.4М_sun(предел Чандрасекхара). Лишняя масса теряется, по-видимому, со звездным ветром и на последней стадии сбрасывается с планетарной туманностью.

3.2. Эволюция звезд с высокой массой

Звезды с высокой массой ~8М_sun<М_*<~10М_sun эволюционируют так же, как и со средней до момента формирования углеродно-кислородного ядра. Это ядро сжимается и становится вырожденным до того как загорится углерод, форсируя вспышку, известную как углеродная детонация – аналог гелиевой вспышки. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда.

Очень массивные звезды с М_*>~10М_sun настолько горячи, что гелий загорается в ядре до того, как звезда достигнет ветви красных гигантов, загорание происходит еще тогда, когда эти звезды являются голубыми сверхгигантами и звезда продолжает монотонно эволюционировать в сторону покраснения; пока гелий горит в конвективном ядре, водород горит в слоевом источнике, обеспечивая большую часть светимости звезды. После исчерпания гелия в ядре температура там так высока, что углерод загорается до того, как газ станет вырожденным и углеродное горение включается постепенно без взрывных процессов. Загорание происходит до того, как звезда достигнет асимптотической ветви гигантов. Во все время горения углерода в ядре происходит отток энергии из ядра за счет нейтринного охлаждения, и основным источником поверхностной светимости является горение водорода и гелия в слоевых источниках. Эти звезды продолжают вырабатывать все более и более тяжелые элементы вплоть до железа, после чего ядро коллапсирует, образуя нецтронную звезду или черную дыру (в зависимости от массы ядра), а внешние слои разлетаются, что выглядит как взрыв сверхновой II типа.

Мы не можем точно указать массу одиночной звезды, которая должна взорваться как сверхновая второго типа, так как мы не знаем скорости потери вещества массивными звездами, хотя точно знаем, что вещество они теряют на всем протяжении эволюции. Приблизительная оценка массы звезды, которая должна взорваться как сверхновая II типа: М_*=10±3М_sun.

На этой таблице собраны теоретические сведения по эволюции одиночных звезд в зависимости от массы. Следует подчеркнуть, что таблица составлена без учета потери массы звездами на поздних стадиях эволюции.

3.3. Схема эволюции одиночной звезды

малые массы 0.08M_sun<M_*<0.5M_sun

умеренные массы 0.5M_sun<M_*<8M_sun

Массивные звезды 8M_sun<M_*<60-100M_sun

0.5M_sun<M_*<3M_sun

3M_sun<M_*<8M_sun

8M_sun<M_*<10M_sun

M_*>10M_sun

горение водорода в ядре

гелиевые бел. карлики

вырожд. He ядро

невырожд. He ядро

гелиевая вспышка

спокойное горение гелия в ядре

CO белый карлик

вырожд. CO ядро

невырожд. CO ядро

углеродная дет.

горение углерода в ядре. CO в Fe

горение углерода в ядре. C в O, Ne, Si, Fe, Ni..

O,Ne,Mg...белый карлик или нейтронная звезда

черная дыра

Заключение

В ходе проведения теоретического исследования были сделаны следующие выводы.

На каждом этапе сплющивания межзвездного газа во все более утончающийся диск рождались звезды. Поэтому в нашей галактике можно найти, как старые, возникшие примерно десять миллиардов лет назад, так и звезды родившиеся недавно в спиральных рукавах, в так называемых ассоциациях и рассеянных скоплениях. Можно сказать, что чем более сплющена система, в которой родились звезды, тем они моложе.

Вселенная развивается и в наше время. В спиральных галактиках рождаются и умирают звезды. Вселенная продолжает расширятся.

Эволюция звезд зависит от ее массы. Звезда типа нашего Солнца занимает место на главной последовательности и остается там на протяжении чрезвычайно длительного времени. Скопление постепенно разрушается и превращается в свободную ассоциацию звезд. Таким образом, возникает звездное скопление. Образование звезд начинается с коллапса облака материала, образующего туманности.

В центре облака поднимается температура, и начинается формирование звезды. Возникает излучение, а газы, связанные с облаком, отбрасываются в сторону. Когда запас ее водородного "горючего" начинает истощаться, происходит расширение звезды и ее превращение в красного гиганта. При этом возможна потеря наружных слоев, и образуется планетарная туманность. Газовая "оболочка" расширяется и наконец рассеивается, а ядро старой звезды остается в виде белого карлика.

Белый карлик продолжает слабо светиться еще очень долго, пока его тепло не израсходуется полностью, и он превратится в мертвого черного карлика. При наличии большой массы звезда эволюционирует быстрее. Пройдя фазу главной последовательности, звезда превращается в красного сверхгиганта и может взорваться как сверхновая. Конечной стадией развития может стать образование нейтронной звезды или пульсара, но если масса звезды особенно велика, она может превратиться в черную дыру.

Список использованной литературы

1. Левитан Е.П. Астрономия: Учебник для 11 кл. – М.: Дрофа, 2000. – с.

2. Шварцшильц М. Строение и эволюция звезд. Перевод с англ. – М.: Изд-во Эдиториал УРСС. – 2004 г. – 432 с.

3. Халезов Ю.В. Планеты и эволюция звезд. Новая гипотеза происхождения Солнечной системы. – М.: – 2004. – 241 с.

4. Бааде В. Эволюция звезд и галактик. – М.: Изд-во Эдиториал УРСС, 2002 г. – 302 с.

5. Гейзенберг В. Физика и философия. Часть и целое. М., 1989.

6. Кун Т. Структура научных революций. М., 1975.

7. Мечников Л. И. Цивилизация и великие исторические реки. М., 1995.

8. Поппер К. Логика и рост научного знания. М., 1983.

9. Пригожин И., Стенгерс И. Время, хаос, квант. М., 1994.

10. Пуанкаре А. О науке. М., 1983.

Приложение

Конечные стадии эволюции звезд

Диаграмма эволюции звезд

[1] Бааде В. Эволюция звезд и галактик. – М.: Изд-во Эдиториал УРСС, 2002 г. – с.123

[2] Халезов Ю.В. Планеты и эволюция звезд. Новая гипотеза происхождения Солнечной системы. – М.: – 2004. – с.42

[3] Халезов Ю.В. Планеты и эволюция звезд. Новая гипотеза происхождения Солнечной системы. – М.: – 2004. – с.53

[4] Шварцшильц М. Строение и эволюция звезд. Перевод с англ. – М.: Изд-во Эдиториал УРСС. – 2004 г. – с.126