Звезды и их эволюция

ВВЕДЕНИЕ
Звездная эволюция – это процесс, которому подвергается звезда во время продолжительности ее жизни, то есть на протяжении миллиардов лет, пока горит. Цикл начинается с звездной туманности – холодного разряженного облака, которое сжимается под влиянием гравитации. При коллапсе выделенная энергия переходит в тепло, вследствие чего температура возрастает. Когда сжатие прекращаются, в объекте начинают происходить термоядерные реакции, и он становится полноценной звездой.
Объект реферата – звезды и их эволюция
Предмет реферата – жизненный цикл звезд, их развитие и разновидности
Цель реферата – анализ астрономических объектов
Задачи реферата:
1. раскрыть процесс изменения звезд во времени
2. проанализировать протозвезды и их синтез
3. рассмотреть, от чего зависит становление звезд сверхновыми или планетарными туманностями
4. обозначить различия между белыми карликами, нейтронными звездами и черными дырами

ЗВЕЗДЫ И ИХ ЭВОЛЮЦИЯ
Звезда – это тип астрономического объекта, состоящий из светящегося сфероида плазмы, удерживаемого вместе своей собственной гравитацией. Ближайшей звездой на Земле является Солнце. Многие другие звезды видны невооруженным глазом с Земли в течение ночи, появляясь как множество неподвижных светящихся точек в небе из-за их огромного расстояния от Земли. Исторически наиболее известные звезды были сгруппированы в созвездия и астеризмы, самые яркие из которых получили собственные имена. Астрономы собрали звездные каталоги, которые идентифицируют известные звезды и обеспечивают стандартизованные звездные обозначения. Однако большинство звезд во Вселенной, включая те, что находятся вне галактики Млечный Путь, невидимы невооруженным глазом с Земли и даже через самые мощные телескопы.
Галактика Млечного Пути содержит несколько сотен миллиардов звезд всех возрастов, размеров и масс. Звездная эволюция – это процесс, при помощи которого звезда изменяется в течении времени. В зависимости от массы звезды, ее продолжительность жизни может составлять от нескольких миллионов лет до триллионов лет, что значительно превышает возраст Вселенной. Все звезды рождаются из образовавшихся облаков газа и пыли, часто называемых туманностями или молекулярными облаками. Звездная эволюция неизбежна, поскольку звезды истощают свои исходные энергетические ресурсы. Поиск новых источников энергии влияет на свойства звезд по мере их развития. Солнце и другие звезды сияют в результате ядерных реакций глубоко внутри. Эти реакции меняют легкие элементы на более тяжелые и выделяют энергию в процессе. Отток энергии из центральных областей звезды обеспечивает давление, необходимое для того, чтобы звезда не рушилась под собственным весом.
Звездная эволюция начинается с гравитационного коллапса гигантского молекулярного облака, состоящего в основном из водорода и гелия. Типичные гигантские молекулярные облака по размеру достигают примерно 100 световых лет (9,5 × 1014 км) и содержат до 6 000 000 солнечных масс (1,2 × 1037 кг). Когда молекулярное облако разрушается, оно разбивается на более мелкие фрагменты, иными словами части. В каждом из этих фрагментов взрывающийся газ выделяет гравитационную потенциальную энергию в виде тепла. По мере увеличения температуры и давления фрагмент конденсируется во вращающуюся сферу газа, известного как протозвезда.
Протозвездная фаза является одним из главных процессов эволюции звезд. Этот этап может длиться от 100 000 до 10 миллионов лет в зависимости от размера образующейся звезды. Протозвезды похожи на звезды, но их ядра еще не достаточно горячие для слияния. Светимость происходит исключительно от нагревания протозвезды, когда она сжимается. Протозвезды покрыты газом и пылью и не обнаруживаются на видимых длинах волн. Чтобы изучить этот ранний этап, астрономы используют инфракрасные волны или микроволны. Температура протозвезды составит от 2000 до 3000 тысяч градусов, а сама она будет иметь тускло-красный цвет.
Протозвезды быстро вращаются, создавая магнитное поле и, в свою очередь, сильный протозвездный ветер. Они также выбрасывают струи частиц на высоких скоростях с обоих концов их оси вращения. Эти два эффекта, в конечном счете, устраняют избыток пыли и газа. Такие звезды оптически видны и поэтому классифицируются как звезды главной последовательности. Протозвезда становится главной звездой последовательности, когда температура ядра превышает 10 миллионов градусов. Это температура, необходимая для эффективной работы водородного синтеза, когда ядра начинают соединяться между собой, и происходят термоядерные реакции. Длительность процесса зависит от массы звезды. Чем массивнее звезда, тем быстрее все происходит. Сжимание звезды, как Солнце, занимает около 50 миллионов лет. Коллапс большой по размерам протозвезды может занять лишь миллион лет, а меньшие звезды могут сжиматься более ста миллионов лет.
В конце концов, у звезды заканчивается водородное топливо

. Без внешнего светового давления от реакций слияния звезда начинает сокращаться, создавая большую температуру в ядре. Оболочка водорода вокруг ядра может подвергаться ядерному синтезу, и поэтому она увеличивает яркость звезды в тысячи раз. В ядре звезды гелий сливается в более тяжелые элементы, это заставляет звезду раздуваться, то есть становиться красным гигантом.
После появления звезды, внутри нее продолжают проходить различные термоядерные реакции, подобный период принято называть «зрелостью» звезды. Она сжигает запасы водорода и находится в таком состоянии большую часть своей жизни, пока запасы топлива не заканчиваются. Такие звезды принято называть звездами главной последовательности, исходя из диаграммы Герцшпрунга-Рассела.
Красные гиганты – это звезды, которые исчерпали запасы водорода в своих ядрах и начали термоядерный синтез водорода в оболочке, окружающей ядро. Они имеют радиус в сотни раз больше, чем у Солнца, однако их внешняя оболочка низкой температуры, что придает звездам красно-оранжевый оттенок. Несмотря на более низкую плотность энергии их оболочки, красные гиганты во много раз светлее Солнца из-за больших размеров.
Рисунок 1 – Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Звезды красных гигантов имеют светимости почти в три тысячи раз выше по сравнению с Солнцем. В это время звезда поднимается на красно-гигантскую ветвь диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звёзды на этой диаграмме образуют хорошо различимые участки.
Исходная диаграмма отображает спектральный тип звезд по горизонтальной оси и абсолютную визуальную величину на вертикальной оси. Спектральный тип не является числовой величиной, но последовательность спектральных типов является монотонным рядом, отражающим температуру поверхности звезды. Современные наблюдательные версии диаграммы заменяют спектральный тип индексом цвета или светимости. Существует несколько форм диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Все формы имеют один и тот же общий макет: звезды большей светимости расположены ближе к верхней части диаграммы, звезды с более высокой температурой поверхности – к левой стороне.
Большинство звезд занимают область на диаграмме вдоль линии, называемой основной или главной последовательностью. На этапе их жизни, когда звезды находятся на главной линии последовательности, они сплавляют водород в своих ядрах. Следующая концентрация звезд находится на горизонтальной ветви (слияние гелия в ядре и сжигание водорода в оболочке, окружающей сердцевину). Другой важной особенностью является зазор Герцшпрунга, расположенный в области между спектральным типом A5 и G0 и между абсолютными величинами +1 и -2.
Звезды с очень низкой массой полностью конвективны, то есть активно перемешивают вещества и могут продолжать сливать водород в гелий на протяжении до триллиона лет , пока только небольшая часть всей звезды не будет водородом. Светимость и температура постоянно растут за это время, как и для более массивных звезд главной последовательности, но продолжительность времени означает, что температура в конечном итоге увеличивается примерно на 50%, а светимость – примерно в 10 раз. В конце концов, уровень гелия повышается до такой степени, что звезда перестает быть полностью конвективной, а оставшийся водород, запертый в ядре, потребляется всего за несколько миллиардов лет. В зависимости от массы, температура и яркость продолжают расти в течение некоторого времени во время горения водородной оболочки, звезда может стать более горячей и в десятки раз более светлой, чем когда она образуется. Далее происходит взрывной сброс внешних слоев звезды, из-за чего появляется планетарная туманность.
Планетарная туманность, сокращенно PN (Planetary nebula) или ПТ, представляет собой тип эмиссионной туманности, состоящей из расширяющейся светящейся оболочки ионизированного газа, выброшенной из красных гигантских звезд ближе к концу их жизни. Большинство планетарных туманностей образуются в конце жизни звезды и являются относительно недолговечным явлением, которое длится, вероятно, несколько десятков тысяч лет, по сравнению с типичным звездным временем жизни, охватывающим несколько миллиардов лет. Когда большая часть атмосферы красного гиганта рассеивается, ультрафиолетовое излучение горячего светящегося ядра, называемое ядром планетарной туманности, ионизирует выталкиваемый материал. Поглощенный ультрафиолетовый свет затем активирует оболочку туманного газа вокруг центральной звезды, заставляя его казаться яркой планетарной туманностью. Планетарные туманности, вероятно, играют решающую роль в химической эволюции Млечного Пути, вытесняя элементы в межзвездную среду от звезд, где эти элементы были созданы. Планетарные туманности наблюдаются в более отдаленных галактиках, что дает полезную информацию об их химическом составе.
Спустя несколько миллиардов лет они становятся менее светлыми и более прохладными, несмотря на то, что сжигание водородной оболочки продолжается