XIV Международный конкурс научно-исследовательских и творческих работ учащихся
Старт в науке
РОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД
Автор работы награжден дипломом победителя III степени
Полная версия работы доступна во вкладке "Файлы работы" в формате PDF
Введение
Практически любое тело во Вселенной имеет свой жизненный цикл. Собственно говоря, светила не являются исключением. Они также рождаются и умирают, как и другие тела. Правда, жизненный путь звезд, то есть последовательные изменения в течение всей её жизни, очень долгий.
Звезда - небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости, оно видно с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.
Т емпература вещества в недрах звёзд измеряется миллионами К, а на их поверхности - тысячами К. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях, у отдельных, редко встречающихся звезд, в ходе других процессов. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе
Актуальность темы значительна в современном мире, так как изучение звезд может открыть новые возможности для человечества.
Объектом изучения являются физические процессы, протекающие при зарождении и в процессе эволюции звёзд.
Предметом изученияявляются происхождение и эволюция звезд.
Цель работы – изучение происхождения и эволюции звёзд.
Задачи исследования:
- Изучить теоретический материал о происхождении звезд;
- Углубить знания об эволюции звезд.
Фото 1. Галактика глазами художника.
1. Как появляются звёзды. Рождение.
Учёные установили, что сначала в космическом пространстве образуются огромные газовые облака. Эти холодные разреженные облака межзвёздного газа сжимаются под силой гравитации. Так начинается процесс звёздного формирования. На его конечном этапе объект называют протозвездой. Вроде уже и не просто облако, но еще и не полноценное светило. Во время сжатия температура таких газовых облаков резко увеличивается. Из-за этого, в свою очередь, внутри них начинают происходить термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.
Фото 2. Рождение новой звезды.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается.
2. Эволюция - главная последовательность развития звезды.
Именно в это время, то есть с началом ядерных процессов, рождается звезда. На данном этапе, чаще всего, она является представителем главной последовательности звезд. Конечно, бывают и исключения. Например, субкарлики и коричневые карлики. Они отличаются небольшой массой и слабым ядерным синтезом. Любая эволюция происходит под действием некоторых факторов, заставляющих систему меняться. Для звезд основными факторами являются два: гравитация и энергия термоядерных реакций в недрах. Теория учит, что состояние любой звезды определяется их балансом.
Фото 3. Зарождение ядра будущей звезды.
Между прочим, стадия главной последовательности самая длинная в жизни светил (около 90% от общей продолжительности). Остальные же их этапы существования длятся значительно меньше. Вероятно, по этой причине во Вселенной преобладают звёзды, находящиеся именно на этой стадии развития. А вот как после неё будет проходить развитие, напрямую зависит от массы тела.
2.1. Эволюция звёзд различной массы.
Стоит отметить, что звездные тела имеют разные характеристики.
1) Низкая масса.
Если начальная масса светила меньше 0.08 солнечной массы, то в недрах таких звезд не возникнет сгорание водорода. Проще говоря, в них отсутствует ядерный синтез, а энергия вырабатывается благодаря сжатию ядра. Примером подобных светил являются коричневые карлики. Их конечный этап — превращение в чёрный карлик, то есть остывшую звезду, которая не выделяет энергию. К сожалению, такая же участь уготовлена красным карликам с подобной массой. Но в отличие от коричневых собратьев, внутри них происходит горение водорода.
Фото 5. Красный карлик.
Правда, в слоевом источнике в районе гелиевого ядра водород уже не горит. В результате светило сжимается и нагревается. Затем наступает последний этап эволюции красного карлика малой массы — вырожденный гелиевый карлик. В это время практически всё звёздное тело состоит из гелия с водородной оболочкой, а равновесие удерживается вырожденным электронным газом.
2) Средняя масса звезд.
Как оказалось, эволюция звёзд при средней массе тела проходит по следующему пути. Для светил с массой от 0.5 до 8 солнечных масс путь один — это превращение в углеродно-кислородный белый карлик, который будет состоять из вырожденного газа.
Фото 4. Белый карлик.
Фото 6. Красный гигант.
Когда у звёзд с данными значениями массы в ядре заканчивается водород (он же сжигается, как мы помним), начинается его горение в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. В результате светило эволюционирует в стадию красного гиганта.
Правда, процесс перевоплощения немного отличается при определенном весе. Так, если весовой показатель звезды находится в пределах от 0.5 до 3 солнечных масс, то в её ядре гелий взорвётся. Потому как в нём располагается вырожденный газ, произойдёт так называемая гелиевая вспышка.
3) Массивные звезды.
А вот для светил с большей массой (от 3 до 8 солнечных) гелий будет гореть, но не взорвется. Поскольку газ не успевает выродиться из-за постоянной высокой ядерной температуры. Вместе с гелиевым сгоранием начинается рост конвективного ядра (то есть области, где происходит перенос энергии путём перемешивания веществ), а вокруг него горит оболочка из водорода. Что также приводит к превращению звезды в красный гигант.
Фото 6. Красный гигант.
3. Как происходит эволюция звёзд на последнем этапе.
Ученые предполагают, что спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут, и он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра, которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом, звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант. На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.
Фото 7. Отделение оболочки от светила.
Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.
4. Жизнь светил с высокой массой.
Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.
Вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией. Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь. Во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы.
Схема 1. Эволюция звёзд.
Таким образом, происходит ядерный коллапс (разрушение), которое в зависимости от ядерной массы может сформировать либо нейтронную звезду, либо даже чёрную дыру.
5. Солнце – источник жизни на Земле.
Мы наблюдаем Солнце как диск желтого цвета, но на самом деле оно так не выглядит. Звезда излучает белый цвет. Однако у поверхности Земли Солнце выглядит как диск желтого оттенка из-за рассеивания в атмосфере и поглощения части излучения.
В Млечном пути находятся сотни миллиардов таких же звезд, подобных Солнцу. Самая близкая к нашей планете звезда – Проксима Центавра находится на расстоянии свыше четырех световых лет (или около 40 трлн. км).
Фото 8. Земля и Солнце.
Солнце – это звезда класса «желтый карлик» — G2V. Это значит, что во Вселенной есть гораздо большие звезды. Так, в Галактике есть объекты, радиус которых в 2 тыс. раз больше солнечного. Радиус Бетельгейзе – ближайшего к нам красного сверхгиганта больше солнечного примерно в 1200 раз.
5.1. Состав Солнца.
Солнце состоит из водорода (на его долю приходится свыше 73 % массы) и гелия (около 25%). Другие вещества присутствуют в ничтожном количестве (около 1,5%). В числе этих полутора процентов – азот, кислород, железо, никель, магний и проч. Химический состав Солнца постоянно изменяется по причине постоянно происходящих реакций ядерного синтеза. Массовая доля водорода неуклонно уменьшается, превращаясь в гелий. Гелий также «выгорает», превращаясь в более тяжелые химические элементы.
Фото 9. Выгорание водорода в Солнце.
5.2 Строение Солнца.
Существует ошибочное мнение, будто дневная звезда состоит только из одного разогретого вещества. На самом деле строение Солнца довольно сложное. В нем различают шесть слоев. Причем, 3 из них внутренние, а 3 другие образуют так называемую атмосферу. Остановимся подробнее на том, из чего состоит Солнце.
1) Ядро.
Температура внутри Солнца доходит до невообразимых 15 миллионов градусов Кельвина. Давление же здесь составляет около 300 миллиардов атмосфер (свыше 30 000 трлн. Па). Из-за этого плотность солнечного ядра достигает 150 кг/см3 (что в 6,67 раз больше наиболее тяжелого металла на Земле – осмия).
Фото 10. Солнце – источник жизни на Земле.
Указанные параметры идеально подходят для реакций ядерного синтеза. Именно здесь появляется энергия, необходимая для поддержания жизни всего живого на нашей планете. Все другие участки Солнца имеют высокую температуру из-за перехода энергии из ядра. Сами они эту энергию не продуцируют.
2) Зона лучистого переноса.
Зону лучистого переноса называют зоной радиации. Она находится непосредственно над ядром. Радиус внешней границы лучистого переноса составляет 490 тыс. км. Температура медленно снижается до 2 миллионов градусов. Из-за снижения температуры уменьшается давление, в результате чего плотность солнечного вещества достигает 0,2 г/ см3. Конвекционного перемещения в этой зоне нет.
Фото 11. Солнечная энергия.
Энергия в зоне лучистого переноса распространяется путем постоянных поглощений, излучений фотонов протонами. Частицы могут двигаться в любом направлении. Этот процесс довольно медленный: из ядра фотон выходит наружу приблизительно 170 тысяч лет. Иными словами, мы сейчас видим свет, образовавшийся на Солнце, когда на Земле была ледниковая эпоха.
3) Зона конвективного переноса.
По мнению учёных, толщина конвективной зоны составляет около 200 тыс. километров. Плотность вещества здесь уже невелика, и оно активно перемещается. То есть разогретое вещество интенсивно поднимается вверх, отдает тепло, охлаждается и идет вниз. Скорость конвекции доходит до 6 километров в час. Эти процессы способствуют образованию солнечного магнитного поля.
На поверхности температура Солнца достигает 6 тысяч градусов, а вот плотность примерно в 1000 раз ниже, чем у земной атмосферы.
Фото 12. Поверхность Солнца.
Солнечная поверхность неоднородна и имеет области с меньшей яркостью. Они называются пятнами. Продолжительность существования пятен – несколько дней. Интересно, что на Солнце могут быть пятна, которые превышают диаметр Земли.
4) Атмосфера.
Когда говорят об атмосфере Солнца, как правило, выделяют следующие 3 слоя: фотосферу, хромосферу и корону.
5) Фотосфера.
Это самый нижний слой солнечной атмосферы. Это та область, которую мы видим с Земли, ведь Солнце излучает свет и тепло, распространяющиеся на все объекты в Солнечной системе. Толщина этого участка атмосферы – до 400 км. Из фотосферы, или внешней излучающей поверхности Солнца на Землю попадает большинство излучения.
Фото 13. Фотосфера Солнца.
Лучи из глубоко расположенных слоев к нам не поступают. Температура фотосферы снижается с 6000 градусов Кельвина до 4400. Эффективная температура рассчитывается по закону Стефана-Больцмана: мощность излучения абсолютно черного тела прямо пропорциональна температуре тела, возведенной в четвертую степень.
Фотосфера являет видимую поверхность нашей дневной звезды. По ней мы можем определить размеры Солнца и прочие параметры.
6) Хромосфера.
Этот слой расположен над фотосферой. Толщина солнечной хромосферы составляет около 2 тыс. км. С Земли ее наблюдать довольно сложно из-за незначительной яркости. Хромосфера доступна земному наблюдателю во время солнечного затмения. В это время она светится красным светом.
Цвет хромосферы – красный. Название «хромосфера» произошло, по-видимому, от ее цвета. Красный оттенок объясняется тем, что в спектре преобладает линия излучения водорода серии Бальмера.
Фото 14. Хромосфера Солнца.
В толщи этого слоя наблюдаются спикулы – плазменные столбы, которые выбрасываются из нижних слоев. Длина одного такого столба может достигать 20 тыс. км. По мере возрастания высоты температура хромосферы возрастает и достигает 20 тыс. градусов на верхней границе.
7) Корона.
Это самый верхний слой солнечной атмосферы. Ее границы не определены. Солнечная корона характеризуется наличием крайне разреженного вещества. Температура этой области достигает нескольких миллионов градусов. В отдельных ее участках температура может достигать 20 миллионов градусов.
Фото 15. Солнечная корона.
Солнечная корона видна только при полном затмении. Это объясняется тем, что плотность ее вещества крайне мала, а, следовательно, яркость слоя незначительна. Форма короны изменяется зависимо от фазы цикла. В максимум активности она приближается к кругу, а в минимум – вытягивается. Солнечная корона излучает ультрафиолетовые и рентгеновские лучи. Строение атмосферы Солнца таит в себе много загадок. На сегодня неизвестно, почему температурные показатели солнечной короны достигают столь высоких значений. В короне иногда можно обнаружить протуберанцы. Высота одного такого «факела» может превышать полтора миллиона километров.
6. Угасание звёзд
Смерть звезды - это ее угасание и остывание. Например, компаньон Солнца - Немезида. Остывшие звезды составляют темную не светящуюся массу расположенную вокруг галактик. Звезды темной массы, по-видимому, уже вышли из сферы гравитационного подчинения ядер галактик, вследствие чего темная масса сама стала новым гравитационным иерархом. Именно поэтому распределение орбитальных скоростей звезд в галактиках более сложное, чем у планет Солнечной системы. Но в целом движение звезд по орбитам подчиняется закону тяготения Ньютона и законам Кеплера.
Фото 16. Угасание звезды.
Заключение
Исследуя данную тему, мною были изучены и систематизированы различные источники, сведения из которых помогают формировать представление о Вселенной и сделать вывод: звезды - это бесчисленные солнца, огромные раскаленные плазменные шары. Их мир богат и разнообразен. Существуют звезды маленькие и большие, горячие и холодные, яркие и тусклые, чрезвычайно разреженные и необыкновенно плотные. Есть звезды, очень медленно изменяющиеся с течением времени, и звезды, на которых протекают бурные физические процессы. Есть звёзды, из которых в последствии могут образоваться другие планеты, а может даже и другие Галактики, ещё больше, чем в которой мы живем. Некоторые из них, наоборот, за счет взрыва могут погубить одну, а может и несколько сразу Галактик (например, звезда Бетельгейзе, которая еще может образовать Черную дыру). Этот материал послужит для дальнейшего изучения других аспектов этой темы.
Список использованных источников:
1. https://kosmosgid.ru/zvyozdy/evolyutsiya-zvyozd
2. https://vuzlit.ru/1444259/vvedenie
3. https://mirax.space/solnechnaya-sistema/solnce
4.https://starcatalog.ru/vselennaya/rozhdenie-i-etapyi-evolyutsii-zvezd.html
5. https://yandex.ua/images/
6. https://obrazovaka.ru/fizika/evolyuciya-zvezd-osnovnye-teorii-kratko.html