X Международная студенческая научная конференция Студенческий научный форум - 2018

Звёзды – это одна из основных форм вещества во Вселенной. Издавна люди видели на небе звёзды, и хотели понять, что они из себя представляют. Объяснить природу звёзд пытались с древних времен, однако понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть немало загадок. Мир звёзд огромен и разнообразен. За тысячи лет до нас это знали внимательные наблюдатели неба – мореходы, проводники караванов. Они отличали звёзды, узнавали, давали им имена, считая, их вечными и неизменными. Но мир звёзд оказался изменчивым, непостоянным. Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец «умирают». Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают.

До недавнего времени астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках была видна группа из трёх звездоподобных объектов, которые через несколько лет распались на отдельные звёзды – впервые в истории человечества, люди наблюдали рождение звёзд. Этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени.

В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы – глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд.

В чёрной глобуле под действием высокого давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества материи. Внутри глобулы гуляет «ветер», разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении. Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше.

Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают дополнительную кинетическую энергию и, в результате своего движения, разогревают газово-пылевое облако. Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью примерно равной 2 км/с, то она достигнет центра только через 200 000 лет. Падение вещества к центру сопровождается частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает.

Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ. В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится на инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономы пока не знают, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет.

Звёзды рождаются с самыми различными массами, они могут обладать различным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на её развитие. Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного «топлива» и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры.

Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается – образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет чёрная дыра.

Изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звёзд со временем меняется.

Важнейшие задачи теории эволюции звезд – объяснение образования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследование генетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний. Появившаяся звезда занимает точку: у неё большая светимость и низкая температура. Основное излучение происходит в инфракрасном диапазоне. До нас доходит излучение холодной пылевой оболочки. В процессе эволюции положение звезды будет меняться. Единственным источником энергии на этом этапе служит гравитационное сжатие. Поэтому звезда достаточно быстро перемещается параллельно оси ординат. Температура поверхности не меняется, а радиус и светимость уменьшаются. Температура в центре звезды повышается, достигая величины, при которой начинаются реакции с лёгкими элементами: литием, бериллием, бором, которые быстро выгорают, но успевают замедлить сжатие. Температура на поверхности звезды повышается, светимость звезды практически остаётся постоянной. В центре звезды начинаются реакции образования гелия из водорода благодаря реакциям ядерного синтеза – горения водорода. Звезда выходит на главную последовательность. Звезды главной последовательности, к которым относится Солнце, отбрасывают породившие их облака и ярко светят в небе. В прежние времена астрономы классифицировали звезды, ещё не зная и не понимая различий между ними, поэтому звезды главной последовательности также называют карликами. Так и получилось, что звезду главной последовательности называют карликом, даже если её масса в 10 (или даже больше) раз превышает массу Солнца. Продолжительность начальной стадии определяется массой звезды. В начале эволюции звезда малой массы имеет лучистое ядро и конвективную оболочку. На стадии главной последовательности звезда светит за счёт выделения энергии в ядерных реакциях превращения водорода в гелий. Запас водорода обеспечивает светимость звезды. Звезды большей массы расходуют водород быстрее. По мере выгорания водорода центральные области звезды сильно сжимаются. После выхода на главную последовательность эволюция звезды большой массы определяется условиями горения ядерного горючего в недрах звезды. На стадии главной последовательности это – горение водорода, но в отличие от звёзд малой массы в ядре доминируют реакции углеродно-азотного цикла. Поэтому в ядре образуется конвективное ядро, окружённое зоной, в которой перенос энергии осуществляется излучением. По мере уменьшения доли водорода в веществе конвективного ядра темп выделения энергии уменьшается. Но поскольку темп выделения определяется светимостью, ядро начинает сжиматься, и темп выделения энергии остаётся постоянным. К моменту полного выгорания водорода в центре звезды малой масс образуется небольшое гелиевое ядро. Горение водорода происходит на поверхности ядра. Поскольку температура в ядре повышается, темп выгорания водорода увеличивается, увеличивается светимость. Лучистая зона постепенно исчезает. Из-за увеличения скорости конвективных потоков внешние слои звезды раздуваются. Размеры и светимость её возрастают – звезда превращается в красный гигант. Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре начинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реакция образования кислорода. В то же время на поверхности гелиевого ядра начинает гореть водород, появляется первый слоевой источник энергии. Запас гелия исчерпывается очень быстро. У звезды малой массы, в конце концов, скорость конвективного потока на каком-то уровне достигает второй космической скорости, оболочка отрывается, и звезда превращается в белый карлик, окружённый планетарной туманностью. В конце эволюции звезда большой массы имеет очень сложное строение. В каждом слое свой химический состав, в нескольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется железное ядро. Ядерные реакции с железом не протекают, так как они являются энергетически очень затратными. Поэтому железное ядро быстро сжимается, температура и плотность в нём увеличиваются, достигая огромных величин. В этот момент начинаются два важнейших процесса, протекающие в ядре одновременно и очень быстро. Первый заключается в том, что при столкновениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия, второй – в преобразовании электронов в протоны, при этом образуются нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энергии, и поэтому температура в ядре падает. Внешние слои звезды начинают падение к центру. Падение внешних слоёв приводит к резкому повышению температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод. Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идёт из центрального ядра. В результате происходит мощнейший ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже содержащие все тяжёлые химические элементы, вплоть до калифорния. По современным воззрениям все атомы тяжёлых химических элементов образовались во Вселенной именно во вспышках сверхновых. На месте взорвавшейся сверхновой остаётся в зависимости от массы взорвавшейся звезды либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра. Звезды эволюционируют, их эволюция необратима, так как все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей её жизни. Обнаружить эти изменения – основная задача теории звездной эволюции.

Список использованных источников

Астрономия и современная картина мира / Под. ред. В.В. Казютинского. – М.: ИФ РАН, 1996. – 247 с.

Вселенная // Свободная энциклопедия «Википедия» [Электронный ресурс] – Режим доступа: https://ru.wikipedia.org/wiki/Вселенная. – Дата доступа: 08.12.2017.

Вселенная // Сайт «Академик» [Электронный ресурс] – Режим доступа: https://dic.academic.ru/dic.nsf/ruwiki/6129. – Дата доступа: 08.12.2017.

Дэвид Х. Леви. Звезды и планеты: энцикл. окружающего мира: пер. с англ. / Дэвид Х. Леви. – М.: Белый город, 1998. – 288 с.

Новиков И.Д. Эволюция Вселенной / И.Д. Новиков. – 2-е изд., перераб. – М.: Наука, 1983. – 192 с.

Паннекук А. История Астрономии: пер. с англ. / А. Паннекук. – 2-е изд. – М.: URSS, 2010. – 592 с.

Френкель Е.Н. Концепции современного естествознания: Учебное пособие / Френкель Е.Н. – Ростов н/Д: Феникс, 2014. – 246 с.

Хоровиц Н. Поиски жизни в Солнечной системе: пер. с англ. / Н. Хоровиц. – М.: Мир, 1988. – 187 с.

Чернин А.Д. Звезды и физика / А.Д. Чернин. – М.: Наука, 1984. – 160 с.

Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь, смерть / И.С. Шкловский. – 3-е изд., перераб. – М.: Наука, 1984. – 384 с.

Код для цитирования: Скопировать