Эволюция галактик и звезд

Наша Галактика – это гигантская звездная система, состоящая почти из 200 млрд звезд, образующих в пространстве достаточно сложную фигуру. Возраст звезд различен: самые старые звезды появились около 15 млрд лет назад, молодые звезды – несколько сотен тысяч лет назад. Есть звезды, находящиеся в протозвездной стадии, т.е. в процессе звездообразования. Такой интенсивный процесс наблюдается сейчас в Большой туманности в созвездии Ориона (1500 св. лет от нас).

Согласно современным представлениям, все звезды начинают свою жизнь одинаково. Облако газа и пыли – газопылевой комплекс –сжимается и нагревается, возникающие при этом неоднородности приводят его в состояние гравитационной неустойчивости, и он распадается на части. Пока такой фрагмент прозрачен для инфракрасного излучения, температура его внутренних слоев не повышается, и сжатие происходит ускоренно. С некоторого момента изотермическое сжатие переходит в адиабатическое, объект становится непрозрачным, давление и температура внутри растут, замедляя сжатие. Так возникает протозвезда. Внутренние слои разогреваются за счет гравитационной энергии падающего к центру вещества, это продолжается до тех пор, пока разогрев не достигнет значений температуры, достаточных для начала термоядерных реакций. Так протозвезда приобретает статус звезды. Наше Солнце проделало такой путь примерно за 2 млн лет. Дальнейшая судьба звезды определяется ее массой.

Источником энергии звезд служат термоядерные реакции, характер которых в первую очередь определяется температурой звезды. В центре Солнца и подобных ему звезд плотность плазмы составляет 150000 кг/м3, а температура около 15 млн К. При таких условиях реализуется протон-протонный цикл. Пока реакции ядерного синтеза продолжаются, звезда находится, как говорят, на главной последовательности. Это самая продолжительная стадия в жизни звезды. Время пребывания на главной последовательности зависит от массы звезды. В массивных звездах водород выгорает быстрее. Запасы ядерного горючего в массивных звездах, масса которых превышает солнечную в несколько десятков раз, исчерпывается за несколько миллионов лет. Звездам, имеющим массу около солнечной (и меньше), запасов ядерного горючего хватает на несколько миллиардов и даже десятки миллиардов лет. После исчерпания запасов ядерного горючего в центральной зоне ядра звезды ядерные реакции продолжаются в тонком слое водорода вокруг ядра. Звезда с таким слоевым источником как бы разбухает, при этом из-за увеличения размеров падает температура ее поверхностных слоев. Звезда приобретает красный цвет и становится красным гигантом. Если масса звезды не превышает 1,2 массы Солнца, то через некоторое время наружные слои отделяются от ядра, а само ядро предстает как звезда малого размера с довольно высокой температурой (белый карлик). Постепенно остывая, эти звезды примерно за миллиард лет становятся невидимыми черными карликами, являющимися финальной стадией эволюции большинства звезд. Подобная судьба, по-видимому, через 8-10 млрд лет ожидает и наше Солнце.

Но не все звезды проходят такой относительно спокойный эволюционный путь. Если масса звезды больше 1,2 солнечных, то, исчерпав запасы ядерного топлива, звезда тоже сбрасывает внешнюю оболочку, но не плавно, а в виде мощного взрыва. Такие мощные взрывы называют Сверхновыми звездами (термин “новые” не очень удачно был введен Тихо Браге; вспышка свидетельствует о гибели звезды, а не о ее рождении). Вспышка Сверхновой наблюдалась китайскими астрономами в 1054 г. в созвездии Тельца; остатки оболочки этой взорвавшейся звезды сейчас наблюдаются в виде Крабовидной туманности. Вспышка сверхновой связана с тем, что сбросив оболочку, массивная звезда обнажает свое ядро, которое имеет еще очень большую температуру и, следовательно, огромную светимость. В течение недели или месяца такая звезда излучает больше света, чем целая галактика. Ядро быстро сжимается, и если его масса превышает две солнечных, то сильное собственное тяготение не позволяет звезде остановиться на стадии белого карлика. Звезда превращается в нейтронную, состоящую в основном из нейтронов (электроны при больших давлениях вдавливаются в протоны). Такая звезда имеет огромную плотность – 1018 кг/м3 и радиус всего около 10 км. Теорию нейтронных звезд задолго до их открытия на основании общих законов физики создал Л.Д. Ландау (1932).

Если же при вспышке сверхновой давление вырожденных нейтронов не сможет предотвратить дальнейшее сжатие ядра, начнется гравитационный коллапс. Когда вторая космическая скорость станет равной скорости света, такой объект превратится в черную дыру. Существование черных дыр предсказано общей теорией относительности, в настоящее время теория черных дыр достаточно хорошо разработана. Предполагается, что черными дырами являются Лебедь Х-1, Скорпион Х-1, Стрелец А и некоторые другие астрономические объекты.

Контрольные вопросы

1. Какие динамические модели Вселенной Вы знаете? Можно ли однозначно предсказать дальнейшую судьбу Вселенной?

2. В чем состоит эффект Доплера и какую роль он сыграл в развитии космологических концепций?

3. Какие экспериментальные доказательства расширения Вселенной Вы знаете?

4. Что такое реликтовое излучение?

5. Что такое гравитационная неустойчивость?

6. Что является источником энергии звезд?

7. Как время жизни звезды связано с ее массой?

8. В ходе каких процессов возникли тяжелые элементы, из которых построены планеты Солнечной системы?

9. Как будет развиваться Солнечная система в ближайшие несколько миллиардов лет?

10. Все ли звезды в нашей Галактике имеют одинаковый возраст? Что такое протозвезды? Продолжается ли процесс звездообразования в настоящее время?

11. Прокомментируйте современные представления о балансе вещества и энергии во Вселенной.








Дата добавления: 2017-10-09; просмотров: 2980;


Поиск по сайту:

При помощи поиска вы сможете найти нужную вам информацию.

Поделитесь с друзьями:

Если вам перенёс пользу информационный материал, или помог в учебе – поделитесь этим сайтом с друзьями и знакомыми.
helpiks.org - Хелпикс.Орг - 2014-2024 год. Материал сайта представляется для ознакомительного и учебного использования. | Поддержка
Генерация страницы за: 0.004 сек.