вариант 6

Содержание

1. Термодинамический и статический методы описания систем................ 3

2. Образование и эволюция звезд................................................................... 6

Список использованной литературы........................................................... 12

Приложение..................................................................................................... 13

1. Термодинамический и статический методы описания систем

Для описания макросистем могут быть использованы три метода: на основе применения законов механики, с использованием законов статистической физики и основанных на началах термодинамики[1]. Рассмотрим более подробно термодинамический и статический методы описания систем.

Статистический метод описания основывается на применении законов теории вероятностей, а в качестве основной применяемой функции выступает функция распределнеия. При этом не требуется знания характера соударения микрочастиц, их начальных условий движения и точного решения уравнений динамики всех микрочастиц. В этом случае обычно ограничиваются нахождением функции распределения одной микрочастицы и считают, что функции распределения всех микрочастиц идентичны. Все наблюдаемые параметры макросистемы определяются путем нахождения средних значений динамических переменных микрочастиц. Например, скорость течения газа можно найти как среднее значение скоростей всех его молекул. Если функция распределения макросистемы не зависит от времени, то описанием такого состояния занимается статистическая физика равновесных состояний.

Статистический метод позволяет получить описание не только равновесных состояний макросистемы, но и найти характер её изменения с течением времени. Для этого применяется кинетическое и гидродинамическое описания макросистем.

Кинетическое описание макросистемы дает возможность на основе уравнений динамики микрочастиц получить кинетические уравнения, описывающие эволюцию с течением времени функции распределения. Применение кинетических уравнений позволяет достаточно точно решать целый ряд практически важных задач при исследовании кинетических процессов в газе, плазме и различных конденсированных средах. При этом уравнения физической кинетики применимы для описания необратимых процессов.

При гидродинамическом описании составляются уравнения для средних значений динамических параметров среды (скорости течения, температуры, плотности и т.д.). В указанные уравнения входят кинетические коэффициенты (коэффициенты переноса), такие, как коэффициенты вязкости, теплопроводности, диффузии и т.д. Отличительной особенностью кинетических коэффициентов от динамических параметров среды является отсутствие у них микроскопического аналога. Действительно, если для температуры таким микроскопическим аналогом является средняя кинетическая энергия микрочастицы, то коэффициент теплопроводности полностью теряет какой-либо физический смысл при переходе к описанию одной микрочастицы. Гидродинамическое описание является более грубым, чем кинетическое, но его проведение существенно проще, что определяет сферу применения уравнений гидродинамики.

Наиболее общим методом описания макросистем является, при котором удаётся получить законы, применение которых возможно для любых макросистем, независимо от конкретной физической природы микрочастиц.

Термодинамический метод заключается в описании поведения систем с помощью основных постулатов, которые называются началами термодинамики. Эти начала являются обобщением накопленного экспериментального материала. Справедливость их подтверждается только опытным путем, при сравнении предсказаний термодинамики и экспериментальных данных. В этом отношении термодинамика использует те же методы, что и классическая механика Ньютона. В классической механике вводятся основные постулаты (законы Ньютона), которые являются теоретическим обобщением экспериментальных данных и из которых затем формулируются следствия. Причем справедливость этих следствий основана на справедливости основных постулатов.

В силу того, что основные законы сформулированы на основе экспериментов, выполненных в условиях определенных ограничений, как по точности измерений, так и по перечню исследованных систем, область их применения также ограничена. Пока эта область удовлетворяет потребностям развития науки и техники, соответствующий раздел физики развивается в рамках тех основных законов, которые были сформулированы. Когда это условие нарушается, появляются новые законы, которые применимы в новой области, но при этом они не должны противоречить уже имеющимся.

Термодинамика, излагаемая ниже, описывает макросистемы, находящиеся в состояниях, близких к состоянию равновесия, и переходы между ними, протекающие почти равновесно. Такая равновесная термодинамика была в основном разработана в XIX веке. Однако в ХХ столетии начали бурно развиваться методы неравновесной термодинамики, или термодинамики необратимых процессов, описывающей системы в состояниях, заметно отличающихся от состояния равновесия. Аналогичный процесс наблюдался и в механике. Когда область применения классической механики Ньютона (область малых скоростей и энергий) перестала удовлетворять потребностям развития науки и техники, появился новый раздел механики - релятивистская механика, описывающая тела, движущиеся со скоростями, сравнимыми со скоростью света. Схема построения релятивистской механики аналогична схеме построения классической механики - изменяются только основные постулаты и, соответственно, их следствия. Подобным же образом предпринимаются попытки осуществить переход от равновесной к неравновесной термодинамике. Наибольшие достижения на этом пути получены при разработке термодинамики линейных необратимых процессов.

Однако даже классическая равновесная термодинамика достаточно хорошо описывает большинство термодинамических систем, окружающих нас, и тепловых машин, созданных нами. Поэтому, как классическая механика, так и равновесная термодинамика, в обязательном порядке включаются в курс общей физики и являются базой для дальнейшего изучения механики и термодинамики. В современный курс общей физики необходимо также включение основных положений термодинамики необратимых процессов.

2. Образование и эволюция звезд

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[2].

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:

Список использованной литературы

1. Бааде В. Эволюция звезд и галактик. – М.: Изд-во Эдиториал УРСС, 2002.

2. Глаголев К.В., Морозов А.Н. Физическая термодинамика /Под ред. Л.К. Мартинсона, А.Н. Морозова. Т. 2. – М.: Изд-во МТГУ им. Н.Э. Баумана. 2002.

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

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

Приложение

Конечные стадии эволюции звезд

Диаграмма эволюции звезд

[1] Глаголев К.В., Морозов А.Н. Физическая термодинамика /Под ред. Л.К. Мартинсона, А.Н. Морозова. Т. 2. – М.: Изд-во МТГУ им. Н.Э. Баумана. 2002. – с.136

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