§25.2. важнейшие закономерности в мире звезд

Рождение звезд

Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.

В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела: Шкала эволюции звезд

Один из самых интересных ответов на этот вопрос, предложенных астрономами, предполагает взрыв сверхновой недалеко от облака пыли. Действительно, взрыв порождает ударные волны, которые сжимают, газ, что приводит к необходимой его концентрации в самой плотной области облака.

С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.

С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.

Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.

Важнейшие закономерности в мире звезд

Мы видели, что существуют и одиночные, и двойные, и кратные звезды, переменные звезды различных типов, новые и сверхновые, сверхгиганты и карлики, звезды разнообразнейших размеров, светимостей, температур и плотностей. Но образуют ли они хаос физических характеристик? Оказывается, что нет. Обобщая полученные данные о звездах, установили ряд закономерностей между ними.

1. Сопоставляя известные массы и светимости звезд, можно убедиться, что с увеличением массы быстро растет светимость звезд: L = m3.9. По этой так называемой зависимости «масса — светимость» можно определить массу одиночной звезды, зная ее светимость (белые карлики этой зависимости не подчиняются). Для наиболее распространенных типов звезд справедлива формула L = R5.2, где R — радиус звезды. Во всех случаях берется полная светимость. Эти формулы показывают, что входящие в них физические характеристики звезд взаимосвязаны.

2. Исключительно большой интерес представляет сопоставление светимости звезд с их температурой и цветом. Эта зависимость представлена на диаграмме «цвет — светимость» (Ц—С) (диаграмма Герцшпрунга — Рессела, рис. 88). На этой диаграмме по оси ординат откладывают логарифмы светимостей или абсолютные звездные величины М, а по оси абсцисс — спектральные классы, или соответствующие им логарифмы температур, или величину, характеризующую цвет. Точки, соответствующие звездам с известными характеристиками, располагаются на диаграмме не хаотично, а вдоль некоторых линий — последовательностей. Большинство звезд располагаются вдоль наклонной линии, идущей слева сверху вправо вниз. В этом направлении уменьшаются одновременно светимости, радиусы и температуры звезд. Это главная последовательность. На ней» крестиком отмечено положение Солнца как звезды — желтого карлика. Параллельно главной последовательности располагается последовательность субкарликов, которые на одну звездную величину слабее звезд главной последовательности с такой же температурой.

   Рис. 88. Диаграмма «цвет — светимость» (Ц — С) для звезд

   Вверху параллельно оси абсцисс расположены самые яркие звезды — последовательность сверхгигантов. У них цвет и температура различны, а светимость почти одинакова.

   От середины главной последовательности вправо вверх отходит последовательность красных гигантов. Наконец, внизу располагаются белые карлики с различными температурами. Бело-голубую последовательность составляют звезды, вспыхивающие как новые, и другие типы горячих звезд, смыкающихся на диаграмме «цвет — светимость» с белыми карликами.

   Эта диаграмма показывает нам связь основных физических характеристик звезд. Заметим, что принадлежность звезды к той или иной последовательности можно распознать по некоторым деталям в ее спектре (§ 23).

3. Мы видим, что в природе не существует произвольных комбинаций массы, светимости, температуры и радиуса. Теория показывает, что место звезды на диаграмме Ц—С определяется прежде всего ее массой и возрастом, следовательно, диаграмма отражает эволюцию звезд. Важным завоеванием науки является выяснение связи между принадлежностью звезд к той или иной последовательности и их расположением в пространстве. Плоская часть больших звездных систем (галактик) состоит из звезд главной последовательности, спиральные ветви в них включают горячие сверхгиганты и цефеиды, а субкарлики и гиганты образуют в галактиках сферическую систему. Это отражает различия условий и времени образования звезд.

Сверхгигантов и белых карликов везде очень мало. Звезд же главной последовательности тем больше, чем меньше их светимость.

1. По данным таблицы IV приложения вычислите абсолютные величины и светимости некоторых звезд. Нанесите звезды по этим данным на диаграмму Ц—С (рис. 88).
2. Оцените массы тех же звезд по их светимости.

Примечания[править | править код]

1. Институт физики им. Киренского СО РАН | Строение и эволюция вселенной
2. Как устроены звезды: рождение, жизнь и смерть звезд

   Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с. (см. ISBN )

3. ↑ Burrows, A., Hubbard, W. B., Saumon, D., Lunine, J. I. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models // : рец. науч. журнал. — 1993. — Т. 406. — № 1. — С. 158-171. — См. С. 160.
4. ↑ Fred C. Adams; Gregory Laughlin (U. Michigan) (1997). «A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects». arΧiv:astro-ph/9701131 .  (англ.) — См. С. 5. (По поводу срока пребывания на главной последовательности: См. С. 5. — формула (2.1a): , где для звёзд малой массы берётся значение α ≈ 3 — 4.)
5. ↑ Paul A. Crowther, Olivier Schnurr, Raphael Hirschi et al. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M_⊙ stellar mass limit // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : рец. науч. журнал. — 2010. — Т. 408. — № 2. — С. 731-751.. — arΧiv:1007.3284.
6. ↑

Ссылки

Стадии эволюции звезд

Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.

Эволюция нормальных звезд

Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:

• нормальные звезды (желтые карлики);
• звезды-карлики;
• звезды-гиганты.

Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.

Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда – желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.

Процесс образования нейтронной звезды

Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).

Главная последовательность

Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории — эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.

Красный гигант

Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты — это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.

Эпизод I. Протозвезды

Протопланетный диск, окружающий молодую солнечную систему в туманности Ориона

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Найди протозвезды в туманности Ориона!

Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков телескопа Хаббл. Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.

Звездные скопления

Астрономы очень любят исследовать скопления звезд. Есть гипотеза, что все светила рождаются именно группами, а не поодиночке. Так как звезды, принадлежащие к одному скоплению, обладают схожими свойствами, то и различия между ними являются истинными, а не обусловленными расстоянием до Земли. Какие бы изменения не приходились на долю этих звезд, свое начало они берут в одно и то же время и при равных условиях. Особенно много знаний можно получить, изучая зависимость их свойств от массы. Ведь возраст звезд в скоплениях и их удаленность от Земли примерно равны, поэтому отличаются они только по этому показателю. Скопления будут интересны не только профессиональным астрономам – каждый любитель будет рад сделать красивую фотографию, полюбоваться их исключительно красивым видом в планетарии.

Астрономия

Учебник для 10 класса

§25.2. Важнейшие закономерности в мире звезд

Мы видели, что существуют и одиночные, и двойные, и кратные звезды, переменные звезды различных типов, новые и сверхновые, сверхгиганты и карлики, звезды разнообразнейших размеров, светимостей, температур и плотностей. Но образуют ли они хаос физических характеристик? Оказывается, что нет. Обобщая полученные данные о звездах, установили ряд закономерностей между ними.

1. Сопоставляя известные массы и светимости звезд, можно убедиться, что с увеличением массы быстро растет светимость звезд: L = m3.9. По этой так называемой зависимости «масса — светимость» можно определить массу одиночной звезды, зная ее светимость (белые карлики этой зависимости не подчиняются). Для наиболее распространенных типов звезд справедлива формула L = R5.2, где R — радиус звезды. Во всех случаях берется полная светимость. Эти формулы показывают, что входящие в них физические характеристики звезд взаимосвязаны.

1. Исключительно большой интерес представляет сопоставление светимости звезд с их температурой и цветом. Эта зависимость представлена на диаграмме «цвет — светимость» (Ц—С) (диаграмма Герцшпрунга — Рессела, рис. 88). На этой диаграмме по оси ординат откладывают логарифмы светимостей или абсолютные звездные величины М, а по оси абсцисс — спектральные классы, или соответствующие им логарифмы температур, или величину, характеризующую цвет. Точки, соответствующие звездам с известными характеристиками, располагаются на диаграмме не хаотично, а вдоль некоторых линий — последовательностей. Большинство звезд располагаются вдоль наклонной линии, идущей слева сверху вправо вниз. В этом направлении уменьшаются одновременно светимости, радиусы и температуры звезд. Это главная последовательность. На ней» крестиком отмечено положение Солнца как звезды — желтого карлика. Параллельно главной последовательности располагается последовательность субкарликов, которые на одну звездную величину слабее звезд главной последовательности с такой же температурой.

Рис. 88. Диаграмма «цвет — светимость» (Ц — С) для звезд

Вверху параллельно оси абсцисс расположены самые яркие звезды — последовательность сверхгигантов. У них цвет и температура различны, а светимость почти одинакова.

От середины главной последовательности вправо вверх отходит последовательность красных гигантов. Наконец, внизу располагаются белые карлики с различными температурами. Бело-голубую последовательность составляют звезды, вспыхивающие как новые, и другие типы горячих звезд, смыкающихся на диаграмме «цвет — светимость» с белыми карликами.

Эта диаграмма показывает нам связь основных физических характеристик звезд. Заметим, что принадлежность звезды к той или иной последовательности можно распознать по некоторым деталям в ее спектре (§ 23).

1. Мы видим, что в природе не существует произвольных комбинаций массы, светимости, температуры и радиуса. Теория показывает, что место звезды на диаграмме Ц—С определяется прежде всего ее массой и возрастом, следовательно, диаграмма отражает эволюцию звезд. Важным завоеванием науки является выяснение связи между принадлежностью звезд к той или иной последовательности и их расположением в пространстве. Плоская часть больших звездных систем (галактик) состоит из звезд главной последовательности, спиральные ветви в них включают горячие сверхгиганты и цефеиды, а субкарлики и гиганты образуют в галактиках сферическую систему. Это отражает различия условий и времени образования звезд.

Сверхгигантов и белых карликов везде очень мало. Звезд же главной последовательности тем больше, чем меньше их светимость.

1. По данным таблицы IV приложения вычислите абсолютные величины и светимости некоторых звезд. Нанесите звезды по этим данным на диаграмму Ц—С (рис. 88).
2. Оцените массы тех же звезд по их светимости.

А также

Слайды и текст этой презентации

Слайд 1

Текст слайда:

Эволюция звезд

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Слайд 2

Текст слайда:

Звезды

Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики.

«Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также других газов. Гравитация тянет их внутрь, а давление раскаленного газа выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом».

Слайд 3

Текст слайда:

Жизнь звезд

Жизненный путь звезд представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной активности, агония, смерть, и напоминает жизненный путь отдельного организма.

Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, — только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

Слайд 4

Текст слайда:

Диаграмма

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Слайд 5

Текст слайда:

Области звездообразования

Области звездообразования.

Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 массы Солнца (их известно более 6 000 в Галактике)

Туманность Орел

в 6000 световых лет от нас молодое рассеянное звёздное скопление в созвездии Змеи тёмные области в туманности — это протозвёзды

Слайд 6

Текст слайда:

Туманность Ориона

Туманность Ориона

светящаяся эмиссионная туманность с зеленоватым оттенком и находится ниже Пояса Ориона можно видеть даже невооружённым глазом в 1300 световых лет от нас, а величиной в 33 световых года

Слайд 7

Текст слайда:

Гравитационное сжатие

Гравитационное сжатие

Сжатие — следствие гравитационной неустойчивости, идея Ньютона. Позже Джинс определил минимальные размеры облаков, в которых может начаться самопроизвольное сжатие.

Имеет место достаточно эффективное охлаждение среды: высвобождающаяся энергия гравитации идет на излучение инфракрасного диапазона, уходящее в космическое пространство.

Слайд 8

Текст слайда:

Протозвезда

Протозвезда

При увеличении плотности облака оно становится непрозрачным для излучения. Начинается повышение температуры внутренних областей. Температура в недрах протозвезды достигает порога термоядерных реакций синтеза. Сжатие на какое-то время прекращается.

Слайд 9

Текст слайда:

Стационарное состояние

молодая звезда пришла на главную последовательность диаграммы Г-Р начался процесс выгорания водорода — основного звездного ядерного топлива сжатие практически не происходит, и запасы энергии больше не изменяются медленное изменение химического состава в ее центральных областях, обусловленное превращением водорода в гелий

Звезда переходит в стационарное состояние

Слайд 10

Текст слайда:

График эволюции

График эволюции типичной звезды

Слайд 11

Текст слайда:

Гиганты и сверхгиганты

когда водород полностью выгорает, звезда уходит с главной последовательности в область гигантов или при больших массах — сверхгигантов

Гиганты и сверхгиганты

Слайд 12

Текст слайда:

Гравитационное сжатие

масса звезды электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в ЧЕРНЫХ КАРЛИКОВ

Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия.

Слайд 13

Текст слайда:

Карлики

Белый карлик в облаке межзвездной пыли

Два молодых черных карлика в созвездии Тельца

Слайд 14

Текст слайда:

Масса звезды

масса звезды > 1,4 массы Солнца: силы гравитационного сжатия очень велики плотность вещества достигает миллиона тонн в см3 выделяется огромная энергия – 10^45 Дж температура – 10^11 К взрыв Сверхновой звезды большая часть звезды выбрасывается в космическое пространство со скоростью 1000-5000 км/с потоки нейтрино охлаждают ядро звезды — Нейтронная звезда

Слайд 15

Текст слайда:

Крабовидная туманность

Крабовидная туманность

Слайд 16

Текст слайда:

Взрыв

Взрыв сверхновой

Слайд 17

Текст слайда:

Размер

Слайд 18

Текст слайда:

Остаток

Слайд 19

Текст слайда:

Черная дыра

масса звезды > 2,5 массы Солнца гравитационный коллапс звезда превращается в Черную дыру

Слайд 20

Текст слайда:

Свечение

Слайд 21

Текст слайда:

Фотография

Естествознание

§ 75. Эволюция звезд и синтез тяжелых элементов

В каждой естественной науке заключено столько
истины, сколько в ней есть математики.
И. Кант

Как связана масса, мощность излучения звезды и время ее жизни? Какие процессы происходят в недрах звезд и какова их роль в эволюции Вселенной?

Урок-практикум

ЦЕЛЬ РАБОТЫ. Ознакомиться с процессами, происходящими на звездах, и их ролью в эволюции Вселенной. Выяснить, как связана масса звезды с временем ее жизни.

ПЛАН РАБОТЫ. Выполните задания 1—6. По результатам работы сделайте выводы о значении процессов, происходящих в недрах звезд в эволюции Вселенной.

1. В предыдущем параграфе говорилось о стадии эволюции звезды, в течение которой звезда называется нормальной звездой. Эта стадия характеризуется тем, что в недрах звезды происходит превращение протонов в ядро гелия. Как и многие химические реакции, эта ядерная реакция представляет собой цепочку реакций:

В этих формулах символами V, е‘ и X обозначены нейтрино, позитрон (антиэлектрон) и гамма-квант. Энергия, выделяющаяся при реакциях, выражена в мегаэлектронвольтах. Напомним, что 1 эВ= 1,6 • 10-19 Дж. Объясните, почему в первой из этих реакций выделяется меньше энергии, чем в двух последующих.

ПОДСКАЗКА. Вспомните, что говорилось о фундаментальных взаимодействиях в микромире.

2. Энергия порядка нескольких мегаэлектронвольт очень мала. Однако такая энергия выделяется при синтезе одного ядра гелия. Рассчитайте, сколько энергии выделяется при превращении в гелий одного грамма водорода, и оцените, сколько бензина нужно сжечь для получения такой же энергии. При сжигании 1 кг бензина выделяется 4,6 • 107 Дж.

ПОДСКАЗКА. В цепочке приведенных реакций 4 протона превращаются в ядро гелия. В 1 г водорода приблизительно 1 моль атомарного водорода, т. е. 6 • 1023 протонов.

3. Время жизни звезды ограничено запасом ядерного горючего, т. е. ее массой. Тем не менее более массивная звезда меньше живет. Предложите гипотезу, которая может это объяснить.

ПОДСКАЗКА. Масса звезды связана с энергией излучения. Вспомните о такой характеристике, как мощность излучения.

4. Астрономические исследования показывают, что мощность излучения звезды (астрономы называют ее светимостью и обозначают через L) пропорциональна 4-й степени массы, т. е. L = СМ4, где С — некоторая константа. Оцените, какой степени массы пропорционально время жизни звезды.

ПОДСКАЗКА. Для оценки примите самую простою модель, согласно которой мощность звезды не изменяется со временем. Далее используйте энергетические соображения.

5. Время жизни звезды типа Солнца порядка 10 млрд лет. Оцените, сколько времени живут звезды в 10 раз большей массы и в 10 раз меньшей массы.

6. Уменьшение количества водорода на звезде способствует сжатию ее гравитационными силами. Возникают условия для превращения ядер гелия в ядра более тяжелых элементов. Постепенно образуются все более тяжелые ядра. Гипотезы об эволюции Вселенной говорят о том, что все тяжелые ядра, в том числе и те, которые входят в состав нашего организма, образовались на звездах. Объясните, почему железо является одним из самых распространенных элементов в составе Земли.

ПОДСКАЗКА. Вспомните об удельной энергии связи (см. рис. 24)

В недрах звезд происходят реакции термоядерного синтеза с выделением энергии, во много раз превосходящей энергию химической реакции. В процессе этих реакций образовались все тяжелые элементы, существующие в природе. Мощность излучения звезд возрастает с их массой, в результате чего время жизни более массивных звезд меньше, чем у менее массивных.

Литература для дополнительного чтения

1. Засов А. В. Астрономия. Учеб. для 11 кл. / А В. Засов, Э. В. Кононович. — М.: Просвещение, 1996.

Читайте также

Протозвезды: начало жизненного цикла

Если на поверхность протозвезды падает вещество, оно быстро сгорает и превращается в тепло. Как следствие, температура протозвезд постоянно увеличивается. Когда она поднимается настолько, что в центре звезды запускаются ядерные реакции, протозвезда обретает статус обыкновенной. С началом протекания ядерных реакций у звезды появляется постоянный источник энергии, который поддерживает ее жизнедеятельность в течение длительного времени. Насколько долгой будет жизненный цикл звезды во Вселенной, зависит от ее первоначального размера. Однако считается, что у звезд, диаметром с Солнце, энергии хватит на то, чтобы безбедно существовать в течение приблизительно 10 млрд лет. Несмотря на это, случается и так, что даже более массивные звезды живут всего лишь несколько миллионов лет. Это происходит по причине того, что сжигают они свое топливо гораздо быстрее.

Обозначения

Литература[ | код]

Исторический путь легионов

См. также