Навигация
План
Введение
1. Понятие эволюции звезд
2. Образование звезд, стадия гравитационного сжатия
3. Эволюция на основе ядерных реакций
4. Конечные стадии эволюции
Заключение
Список литературы
Введение
Подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия — обстоятельство, которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений — это еще не означает отсутствие их. Все дело в сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной.
Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умирают звезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению.
Постепенно вопрос о путях эволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе.
Цель контрольной работы – рассмотреть эволюцию звезд.
1. Понятие эволюции звезды
Эволюция звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Важнейшие задачи теории эволюции звезд - объяснение образования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследование генетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний.
Поскольку в известной нам части Вселенной около 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездах или прошло стадию звезд, объяснение эволюции звезд является одной из наиболее важных проблем астрофизики.
Звезда в стационарном состоянии - это газовый шар, который находится в гидростатическом и тепловом равновесии (т.е. действие сил тяготения уравновешено внутренним давлением, а потери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся в недрах звезды. "Рождение" звезды - это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживаются за счет собственных источников энергии. "Смерть" звезды - необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.
Для понимания эволюции звезд принципиальное значение имеет вопрос об источниках их энергии. Потери энергии на излучение с поверхности могут восполняться за счет охлаждения недр, выделения гравитационной потенциальной энергии при сжатии и ядерных реакций. Охлаждение и гравитационное сжатие способны, например, поддерживать светимость Солнца (масса 
г, светимость 
эрг/с) в течение ~ 107 лет, звезды с массой 30
и 
- в течение ~ 105 лет, а ядерные реакции соответственно ~ 1010 и ~ 106 лет. Геологические данные свидетельствуют о том, что светимость Солнца была практически неизменной в течение ~ 109 лет. Отсюда следует, что основным источником энергии могут быть только ядерные реакции.
Выделение гравитационной энергии может играть определяющую роль лишь тогда, когда температура недр звезды недостаточна для того, чтобы ядерное энерговыделение могло компенсировать потери энергии, и звезда в целом или ее часть должна сжиматься для поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится важным лишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Таким образом, эволюцию звезд можно представить как последовательную смену источников энергии звезд.
Характерное время эволюции звезд слишком велико для того, чтобы можно было всю эволюцию проследить непосредственно. Поэтому основным методом исследования эволюции звезд является построение последовательностей моделей звезд, описывающих изменения внутреннего строения и хим. состава звезд со временем. Эволюционные последовательности затем сопоставляются с результатами наблюдений, напр., с Герцшпрунга-Ресселла диаграммой (Г.-Р.д.), суммирующей наблюдения большого числа звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Г.-Р.д. для звездных скоплений, поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальный хим. состав и образовались практически одновременно. По Г.-Р.д. скоплений различного возраста удалось установить направление эволюции звезд. Детально эволюционные последовательности рассчитываются путем численного решения системы дифференциальных уравнений, описывающих распределение массы, плотности, температуры и светимости по звезде, к которым добавляются уравнение состояния, законы энерговыделения и непрозрачности звездного вещества и уравнения, описывающие изменение химического состава звезды со временем.
Ход эволюции звезды зависит в основном от ее массы и исходного химического состава. Определенную, но не принципиальную роль могут играть вращение звезды и ее магнитное поле, однако роль этих факторов в эволюции звезд еще недостаточно исследована. Химический состав звезды зависит от времени, когда она образовалась, и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями. По-видимому, в нем было примерно 70% по массе водорода, 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития. В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием), которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего до 3-4% (по массе) тяжелых элементов.
Наиболее непосредственным указанием на то, что звездообразование в Галактике происходит и в настоящее время, является существование массивных ярких звезд спектральных классов O и B, время жизни которых не может превосходить ~ 107 лет. Скорость звездообразования в современную эпоху оценивается в 5 в год.
Похожие работы
... плеяда астрономов и физиков XIX и XX столетий. И все же мы до сих пор довольно далеки от решения этой проблемы. Но за последние три десятилетия прояснился вопрос о путях эволюции звезд. И хотя детали рождения звезды из газово-пылевой туманности еще далеко не ясны, мы теперь четко представляем, что с ней происходит на протяжении миллиардов лет дальнейшей эволюции. Переходя к изложению различных ...
... предположили, что эволюция звезд идет по главной последовательности. Однако при этом следовало сделать вывод, что они непрерывно теряют часть своей первоначальной массы. Такое представление эволюции звезд не нашло объяснения в официальной науке. А между тем оно очень просто объясняется гипотезой эволюционной аннигиляции. Потеря массы – это непременное условие существования звезды. Во Вселенной ...
... может быть значительно, более драматическим. Нейтронные звезды Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на том не остановится. Гравитационные силы в этом случае очень велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны способные прилетать друг к другу без всяких ...
... эволюции звезда возвращает в межзвездное пространство значительную часть всей массы. Из этого газа будет образовываться более молодые звезды, которые в свою очередь так же будут эволюционировать описанным образом. Взгляды различных ученых на процессы рождения и развития галактик. К проблеме эволюции галактик ученые начали серьезно подходить в середине 40х годов. Эти годы ознаменовались рядом ...
0 комментариев