Мегаобучалка Главная | О нас | Обратная связь


Эволюция звезд типа Солнца



2019-05-24 622 Обсуждений (0)
Эволюция звезд типа Солнца 0.00 из 5.00 0 оценок




Урок 4/31

Подробно презентация

Тема: Происхождение и эволюция галактик и звезд

Ход урока:

Новый материал.

Космогония - раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел. Космология развивается исходя из гипотез, подтверждаемых наблюдаемыми фактами и позволяющие предсказать новые открытия. Эволюция - изменения объекта, происходящие в течение жизни: от рождение до стадии угасания.

Происхождение и эволюция галактик.

Возникновение метагалактики

Известные нам законы физики начали действовать с момента tв= 10-43 с, когда стали существенными явления гравитации, квантования и релятивизма, характеризуемые соотношением гравитационной постоянной G, постоянной Планка ћ и скоростью света с, когда размеры Вселенной составляли Rв= 10-31 м при плотности материи r в=1074–1094 г/см3 с температурой Тв = 1,3 × 1032 К.
При расширении пространства температура и плотность среды уменьшались намного быстрее плотности вакуума. Отрицательное давление физического вакуума р = - р× с2 породило явление взаимного отталкивания материальных объектов, обратное гравитации. Не имевшие ранее массы частицы материи, стремительно поглощали чудовищную энергию порождавшего их вакуума. Инфляционная Мини-Вселенная была чем-то похожа на раздувающийся воздушный шарик: расстояние между всеми точками поверхности равномерно увеличивалось потому, что между ними возникало, увеличивалось само пространство. Мини-Вселенная не расширялась в каком-то внешнем по отношению к ней пространстве: само пространство возникало, увеличивалось внутри нее, "раздвигало" ее границы. Энергия распада "ложного вакуума" к моменту tв = 10-36 с полностью выделилась в форме рождения частиц; инфляционное расширение Мини-Вселенной закончилась.
Сверхраскаленный "пузырь" Мини-Вселенной распался из-за внутренней нестабильности на множество мелких областей - метагалактик. По мере расширения Метагалактики уменьшалась плотность ее материи и энергия излучения, температура среды падала пропорционально расширению пространства. При дальнейшем расширении Метагалактики температура упала ниже 109 К и синтез атомных ядер прекратился, поскольку энергии фотонов и других частиц стало недостаточно для протекания этих реакций. В период времени от 10 до 100 с с момента возникновения метагалактики закончилась аннигиляция ("вымирание") электронно-позитронных пар.
Возникновению и сохранению сгустков содействовало то, что при наличии отдельных уплотнений в разных точках пространства на каждый протон или нейтрон приходилось разное количество переносящих энергию фотонов. С понижением температуры и плотности среды уменьшалась вероятность образования новых "возмущений плотности", а старые сгустки продолжали рассасываться. Через сотни тысяч лет уцелели лишь те сгустки, чья начальная масса была больше 105 - 106М¤
Через 1012 с после Большого Взрыва началась эпоха рекомбинации - разделения вещества и излучения. Свидетель той поры - реликтовое излучение. За миллиарды лет расширения Метагалактики его температура понизилась с 4000 К до 2,725 К.

"Блины" массой до 1014 М¤ стали зародышами протогалактических скоплений. В их недрах происходили разнообразные тепловые и гидродинамические процессы, приводившие к распаду ("дроблению") "блинов" на мелкие, отдельные, плотные облака газа массой 1010-1012 М¤, из которых образовались протогалактики, преобразовавшиеся в галактики на протяжении последующего миллиарда лет. Подробнее Образование галактик

Эволюция звезд

Эволюция - изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания.
Горение водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива. В течение этой фазы звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Здесь масштабы времени резко уменьшаются с увеличением массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд. лет (около половины которого уже прошло). Когда при исчерпании всего топлива горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Звезда уходит с главной последовательности в область красных гигантов. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых может (в зависимости от массы) активироваться новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 108 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be8: He4 + He4 = Be8.Большая часть Be8 снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be8 с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C12: Be8 + He4 = C12 + 7,3 МэВ.

Массивные звезды

По современным представлениям в звездах главной последовательности с массой больше 10 M¤ термоядерные реакции проходят в невырожденных условиях вплоть до образования самых устойчивых элементов железного пика. Масса эволюционирующего ядра слабо зависит от полной массы звезды и составляет 2–2,5 M¤.
Сброс оболочки звезды объясняют взаимодействием нейтрино с веществом. Распад ядер требует значительных затрат энергии, т.к. представляет собой как бы всю цепочку термоядерных реакций синтеза водорода в железо, но идущую в обратном порядке, не с выделением, а с поглощением энергии. Вещество теряет упругость, ядро сжимается, температура возрастает, но все же не так быстро, чтобы приостановить сжатие. Большая часть выделяемой при сжатии энергии уносится нейтрино. Таким образом, в результате нейтронизации вещества и диссоциации ядер происходит как бы взрыв звезды внутрь – имплозия. Вещество центральной области звезды падает к центру со скоростью свободного падения. Образующаяся при этом гидродинамическая волна разрежения втягивает последовательно в режим падения все более удаленные от центра слои звезды.
Начавшийся коллапс может остановиться упругостью вещества, достигшего ядерной плотности и состоящего в основном из вырожденных нейтронов (нейтронная жидкость). При этом образуется нейтронная звезда . Оболочка звезды приобретает огромный импульс (скорее всего, передающийся нейтрино) и сбрасывается в межзвездное пространство со скоростью 10 000 км/с. Такие остатки вспышек сверхновых при расширении взаимодействуют с межзвездной средой и заметно светятся.
Вспышки сверхновых типа Iа, по-видимому, вызваны коллапсом белого карлика входящего в состав двойной звездной системы, при достижении им массы, близкой к пределу Чандрасекара, в процессе перетекания вещества с расширившейся в ходе эволюции соседней звезды. В таблице приведены этапы эволюции звезды массой 25 M¤.

Стадия Температура в центре, K Плотность в центре, кг/м 3 Продолжительность
Горение водорода 4•10 7 5•10 3 7•10 6 лет
Горение гелия 2•10 8 7•10 5 5•10 5 лет
Горение углерода 6•10 8 2•10 8 600 лет
Горение неона 1,2•10 9 4•10 9 1 год
Горение кислорода 1,5•10 9 10 10 6 месяцев
Горение кремния 2,7•10 9 3•10 10 1 день
Коллапс ядра 5,4•10 9 3•10 12 0,2 секунды
Взрыв ядра 2,3•10 10 4•10 17 Миллисекунды
Расширение Около 10 9 Меняется 10 секунд

 

Эволюция звезд типа Солнца

Эволюционный трек на диаграмме Герцшпрунга-Рессела для звезды типа Солнца.

Протозвезда. Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках (если его масса не менее 2000 масс Солнца. Т=10К). Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 M¤ (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых , спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков через фрагментацию облака (появление глоб) к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз, увеличивается скорость вращения.
Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). Эволюцию протозвезды массой 1 M¤ можно разделить на три стадии:

Характеристика Фаза 1 Формирование Фаза 2 Быстрое сжатие Фаза 3 Медленное сжатие
Размер 1018 –1015 м (1000–1 а.е) 1015 –1010 м (1 а.е. – десятки R¤) 1010 –109 м (10–1 R¤)
Плотность, кг/м 3 10–19 –10–16 10 –16–1 1–103
Температура в центре, К 10 10–106 106 –107
Длительность, лет 107 105 5•107
Наблюдение Радиодиапазон Инфракрасный диапазон Оптический диапазон
Характеристика Начало гравитационной неустойчивости Быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака Протозвезда становится непрозрачной для собственного теплового излучения; температура и давление растут, сжатие замедляется

По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M¤, называются коричневыми карликами.
В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L¤. Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты.

Звезда. Ядро втягивает все, или почти все вещество, сжимается и когда температура внутри превысит 10 млн.К, начинается процесс выгорания водорода (термоядерная реакция). Для звезд с M¤ от самого начала прошло 60 млн.лет, а для звезд с 10M¤ прошло 300000 лет. При массе ядра не превосходящей 0,08 массы Солнца, температуры такой не достигнет, возникнет коричневый карлик, который не попадает на главную последовательность, постепенно погаснет и в конце рассеется.
Звезда на главной последовательности. Находится пока внутри происходит термоядерная реакция выгорания водорода в ядре, что зависит от массы. Время жизни самое долгое в эволюции. Для звезд разной массы: M=0,8M¤ τ=20 млрд.лет, M=M¤ τ=10 млрд.лет, M=1,5M¤ τ=1,5 млрд.лет, M=2,0M¤ τ=0,8 млрд.лет
После того как звезда израсходует содержащийся в центральной части водород, гелиевое ядро начнет сжиматься, его температура повысится настолько, что начнутся реакции с большим энерговыделением (при температуре 2•107 К начинается горение гелия - составляет по времени десятую часть горения Н). В прилегающем к ядру слое, как правило, остается водород, возобновляются протон-протонные реакции, давление в оболочке существенно повышается, и внешние слои звезды резко увеличиваются в размерах. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда начинает смещаться вправо – в область красных гигантов, увеличиваясь примерно в размере в 50 раз. Звезды скромных размеров, включая и Солнце, в конце жизни, после стадии красного гиганта сжимаются, сбрасывают оболочку (до 30% массы - образуется планетарная туманность), превращаясь в белые карлики, имеющие массу, не превышающую 1,2 M¤, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в миллион раз больше солнечной. Белый карлик продолжает слабо светиться еще очень долго, пока его тепло не израсходуется полностью, и он превратится в мертвого черного карлика.



2019-05-24 622 Обсуждений (0)
Эволюция звезд типа Солнца 0.00 из 5.00 0 оценок









Обсуждение в статье: Эволюция звезд типа Солнца

Обсуждений еще не было, будьте первым... ↓↓↓

Отправить сообщение

Популярное:
Как построить свою речь (словесное оформление): При подготовке публичного выступления перед оратором возникает вопрос, как лучше словесно оформить свою...
Как вы ведете себя при стрессе?: Вы можете самостоятельно управлять стрессом! Каждый из нас имеет право и возможность уменьшить его воздействие на нас...



©2015-2024 megaobuchalka.ru Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав. (622)

Почему 1285321 студент выбрали МегаОбучалку...

Система поиска информации

Мобильная версия сайта

Удобная навигация

Нет шокирующей рекламы



(0.007 сек.)