Содержание
Введение
1. Гипотезы о рождении звезд
2. Звезды из туманностей или туманности из звезд
3. Звездные модели
4. Жизненный путь звезды
5. Конец пути
Использованная литература
Введение
Мир звезд чрезвычайно разнообразный и загадочный. В безоблачный ясный вечер небо усыпано множеством звезд. Они кажутся маленькими сверкающими точками, потому что находятся очень далеко от Земли. На самом деле звезды – это огромные раскаленные газовые шары. Самые горячие из них голубого цвета, мене горячие, чем Солнце – красного. Звезды отличаются друг от друга размерами. Есть звезды-гиганты, а есть звезды-карлики. В данном реферате я постараюсь рассказать, как же все-таки образуются звезды, из чего состоят и что заставляет их светиться на ночном небе.
1. Гипотезы о рождении звезд
Как рождаются звезды?
Задачу о происхождении звезд можно разбить на две части.
Первая: из чего образуются звезды?
И вторая: как это происходит?
Первая попытка дать ответ на вопрос "из чего?" была сделана еще до изобретения телескопа, 400 лет тому назад? Сделал ее Тихо Браге после наблюдения вспышки своей сверхновой. Он считал, что появление новой звезды связано с внезапным сгущением туманообразной материи, рассеянной по всему Млечному Пути. Тихо казалось даже, что вокруг звезды образовалась некоторая "пустота" после того, как "туманный" материал был "вычерпан" звездой. Разумеется, никакой пустоты в действительности не образовалось, а впечатление Тихо связано с явлением контраста и даже, возможно, с подсознательным стремлением подкрепить чем-то свою идею. Прошло 200 лет, и трудами Вильяма Гершеля были заложены основы звездной астрономии. В распоряжении астрономов уже были многочисленные данные о звездах и туманностях, но представления о зарождении звезд остались прежними. Гершель считал, что самосветящаяся материя, кажется, скорее способна, сгущаясь, образовать звезду, нежели быть обязанной звезде своим происхождением. Эти идеи Гершель развивал начиная с 1791г., по особенно подробно изложил их в двух трактатах, опубликованных в 1811 и 1814гг.
Иммануил Кант еще в 1755г. в своей знаменитой гипотезе о происхождении Солнечной системы утверждал, что она (в том числе и Солнце одна из Звезд) произошла из холодной пылевой туманности. Пьер Симон Лаплас почти одновременно с Гершелем (в 1796г.) высказал идею о происхождении Солнца из газовой туманности за счет ее сжатия в ходе вращения — тут уже фигурировал некий механизм, пытавшийся дать ответ и на вопрос "как".
Прошло еще сто лет. За это время были измерены расстояния до звезд, были установлены их температуры и физическое состояние, многое узнали астрономы и о природе газовых и пылевых туманностей. Высказывались и различные варианты гипотезы происхождения звезд из диффузной материи. Английский астроном Норман Локиер, например, выдвинул в 1887г. гипотезу о происхождении звезд из метеорной пыли. Но большинство астрономов конца ХIХ в. разделяло идеи Гершеля о том, что звезды образуются путем сгущения вещества газовых туманностей.
Существенный сдвиг в этом вопросе произошел лишь в 1916—1919гг., когда Джемс Джинс опубликовал свои известные работы, в которых рассматривал такие, разные вопросы, как эволюция галактик, происхождение звезд (в том числе двойных) и, наконец, происхождение Солнечной системы.
Джинс рассматривал сферические и эллиптические галактики как последовательные стадии развития галактик вообще. По его мнению, вначале будущая галактика имеет почти сферическую форму и представляет собой настоящую газовую туманность. Лишь потом, по мере сжатия и уплощения туманности, происходит разделение ее на отдельные сгустки, туманность приобретает спиральную форму, плотность вещества в нитках спирали увеличивается, облегчая формирование звезд.
Спустя 10 лет Эдвин Хаббл разрешил внешние части многих галактик на звезды, а в дальнейшем было окончательно доказано, что все галактики состоят в основном из звезд. Это выбило почву из-под гипотезы Джинса об эволюции галактик. Но его соображения об условиях формирования звезд из газовой материи отнюдь не потеряли своего значения.
Джинс много занимался газовой динамикой, и это помогло ему сформулировать условия, необходимые для того, чтобы масса разреженного газа сгустилась в звезду. Это условие получило название принципа гравитационной неустойчивости.
Теория формирования звезд из газа за счет гравитационной неустойчивости, разработанная Джинсом, в течение более чем 30 лет была принята большинством астрономов, вошла во все учебники астрономии двадцатых— сороковых годов. И была популярной в науке даже тогда, когда потерпели полное фиаско ее современницы: гипотеза происхождения и эволюции галактик и гипотеза происхождения Солнечной системы, тоже развитые Джинсом.
2. Звезды из туманностей или туманности из звезд?
В 1931г. в английском журнале "Observatory" была опубликована статья малоизвестного в то время астронома, сотрудника Московской обсерватории Б. А. Воронцова-Вельяминова под названием "Возможное происхождение диффузных туманностей и межзвездной материи". В этой небольшой статье ее автор развивал совсем иные взгляды на связь эволюции звезд и газовых туманностей.
До 1931г. диффузные туманности считались, в соответствии со взглядами Джинса, остаточным материалом, своего рода строительным мусором после образования звезд в нашей Галактике. Б. А. Воронцов-Вельяминов утверждал обратное: материя, составляющая наблюдаемые нами туманности, выбрасывается некоторыми типами звезд. Таким образом, вещество этих звезд переходит в форму диффузной материи как в виде туманностей, так и в виде общего "фона" межзвездного газа.
Что же это за звезды, вещество которых пополняет межзвездную среду? Вообще говоря, можно считать, что в этом процессе участвует каждая звезда.
Звезды Вольфа — Райе — яркие бело-голубые гиганты, в тысячи раз превышающие по светимости Солнце. Срок их существования, по-видимому, невелик не более 106 лет, количество их в Галактике — около 10 000. По образному выражению Б. А. Воронцова-Вельяминова это звезды, которые сами себя разрушают. Из оценок количества звезд Вольфа Райе в Галактике, срока их существования, их общей массы и скорости разрушении была получена оценка поставляемой ими массы. Наконец, не подлежит никакому сомнению, что планетарные туманности, окружающие очень горячие звезды (ядра планетарных туманностей), тоже обязан своим происхождением центральным звездам, а не наоборот.
Но достаточно ли всех перечисленных выше источников для объяснения происхождения диффузных туманностей в нашей Галактике? По подсчетам самого Воронцова-Вельяминова, общая масса диффузной материи в Галактике заключена в пределах от 10 (в девятой) до 10 (в десятой) МО. Учитывая, что Галактика существует не менее 10 (в десятой) лет, можно предположить, что звезды Вольфа — Райе способны поставить за этот срок 10 (в девятой) диффузного вещества. Принимая во внимание неизбежную неточность подсчетов и вероятный недоучет некоторых факторов, этот результат можно было признать вполне удовлетворительным.
Так что же из чего возникает: звезды из туманностей или туманности из звезд? А может быть, идут, взаимно компенсируя друг друга, оба процесса?
Тут нужно сразу же заметить, что, с точки зрения наблюдателей, эти два процесса находятся в неравноправном положении: в то время как превращение вещества звезд в вещество туманностей и межзвездного газа подтверждается целым рядом реально наблюдаемых фактов (корпускулярное излучение Солнца, сброс оболочек новых и сверхновых, истечение вещества из звезд Вольфа—Райе и др.), никто никогда не наблюдал, по крайней мере до 1950г., каких-либо явлений, указывавших на возможность обратного перехода.
3. Звездные модели
Чтобы представить себе, как развивается звезда, надо было знать, как она устроена. Наблюдения за звездами могли дать радиус, массу, среднюю плотность звезды и температур на поверхности. Но как изменяются плотность и температура с глубиной по мере перехода от поверхности звезды к ее недрам? Ясно, что они должны расти, но по каким законам? И как переносится тепло внутри звезды: излучением или конвекцией? Эти вопросы тоже требовали ответа. И ученые давно уже пытались найти этот ответ.
Пока в 1862 году Анджело Секки прилаживал свой спектроскоп к телескопу Ватиканской обсерватории, в Далекой Англии Уильям Томсон (Кельвин), изучая термодинамику земной атмосферы, ввел понятие конвективного равновесия. Это был первый краеугольный камень, заложенный в теорию внутреннего строения звезд.
"Всякую сплошную среду, — писал Кельвин, подверженную влиянию гравитации, будем называть находящейся в конвективном равновесии, если плотность и температура распределены по всей среде таким образом, что поверхности равной плотности и равной температуры остаются неизменными" в случае действия на среду малых возмущений.
Сущность конвективного равновесия, поясняет далее Кельвин, состоит в следующем. Выделим в газовой среде какой-нибудь малый объем и изолируем его от теплообмена с окружающей средой. Если наш объем, расширяясь или сжимаясь, достигнет плотности среды, какую она имеет в некоторой другой точке, то и температура его будет равна температуре среды в этой точке.
Выводя уравнение адиабатического и политропического равновесия, Кельвин еще не предполагал, что его можно применить для изучения внутреннего строения Солнца и звезд. Это сделал спустя восемь лет американский физик Гомер Лейн.
Сначала Лейн интересовался лишь температурой поверхности Солнца, которая тогда еще не была известна. Как определить ее, зная количество лучистой энергии, испускаемой с единицы поверхности Солнца? Лейн вынужден был использовать данные экспериментов по излучению энергии нагретыми поверхностями и проэкстраполировать их в сторону больших энергий излучения.
Следующей задачей, которую поставил и решил Лейн, было определение плотности солнечного вещества у поверхности. Для этого он должен был рассмотреть равновесие Солнца как целого. Вот тут и пригодились условия конвективного равновесия, введенные Кельвином. Распределение температуры с расстоянием от центра Солнца выразилось довольно сложным дифференциальным уравнением.