Звезды рождаются.

Эволюция звезд.Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды.

Важным аргументом в пользу вывода, о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд в спиральных ветвях Галактики. Наибольшая плотность межзвездного газа наблюдаются на внутренних краях спирали.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. Успехи ядерной физики позволили решить эту проблему. Таким источником является термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно просачивается сквозь недра звезд и излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что изначально солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 1052 эрг.

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить сил протяжения отдельных его частей, поэтому он ( протозвезды ) будет непрерывно сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится более ранним .

Таким образом, двигаясь по диаграмме спектр светимость , протозвезда довольно быстро сядет на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы начались термоядерные реакции. При этом давление газа будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, меньше несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезд обнаружить трудно.

Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме спектр светимость . Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме спектр светимость , где звезда может длительно и устойчиво излучать. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного горючего .

Выгорание водорода происходит только в центральных областях звезды. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно он там практически весь выгорит . Масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещаются на диаграмме спектр светимость вправо. Это процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд. Далее ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться, образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы разбухает и начнет сходить с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. При переходе звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно увеличивается.

После того как температура сжимающегося плотного гелиевого ядра звезды красного гиганта достигнет 100 150 млн. К, там начнет идти новая ядерная реакция. Эта реакция состоит в образовании ядра углерода из трех ядер гели, как только начнется эта реакция, сжатия ядра прекратится. В дальнейшем поверхностные слои звезды увеличивают свою температуру. Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта?

На этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку сбрасывают . Такой процесс называется образованием планетарных туманностей . Когда отделится наружная оболочка, обнажается ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширятся, все дальше и дальше отходя от звезды.

Перейти на страницу: 1 2 3 4 5

Другое по теме

В поисках системы мира. Первые астрономы и их системы
Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды? Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звездной Вселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другими вопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, в котором м ...

Предельные, или насыщенные, углеводороды ряда метана (алканы, или парафины)
Алканы, или парафины — алифатические предельные углеводороды, в молекулах которых атомы углерода связаны между собой простой (одинарной) (s-связью. Оставшиеся валентности углеродного атома, не затраченные на связь с другими атомами углерода, полностью насыщены водородом. Поэтому предельные (насыщенные) углеводороды ...

© Copyright 2013 -2014 Все права защищены.

www.guidetechnology.ru