Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7 | Следующая страница реферата

Часто молодые плотные скопления окружены разреженной короной из таких же молодых звёзд. Нередко подобные короны встречаются сама по себе, без центрального скопления. Их называют звёздными ассоциациями.

Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь массивные и яркие члены ассоциации – звёзды спектральных классов О и В. Поэтому такие группировки именуются ОВ-ассоциациями. У некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5-10 км/с, которое началось с самого рождения звёзд. Причина расширения, вероятно, в том, что массивные горячие звёзды сразу после своего появления разогревают окружающий газ и изгоняют его из области звёздообразования. С уходом газа эти области лишаются 70-95% своей массы и уже не могут удержать быстро движущиеся звёзды, которые вслед за газом покидают место своего рождения.

Ассоциации недолговечны через 10-20 млн. лет они расширяются до размера более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звёзд фона.  Это создаёт иллюзию, что ассоциации – редкие группировки звёзд. В действительности они рождаются не реже скоплений, просто разрушаются быстрее.

Как устроена звезда и как она живёт

Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира.

Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы – электроны, протоны, нейтроны – там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять значения, полученные в лабораториях.

Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т.е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие на её вещество внутренние силы уравновешиваются. Какие же это силы?

Звезда – раскалённый газовой шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давление газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду. Однако ни  расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с  глубиной вес вышележащих слоёв увеличивается, то давление, а, следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

Звезда излучает энергию, вырабатываемую в её недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться её поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё и давление излучения.

Лучи, испускаемые звездой, получают свою в недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную  зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду.

Излучение, покидающее поверхность звезды, качественно (но не количественно) отличается от излучения, рождающегося в источнике звёздной энергии. По мере движения наружу длина волны света увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а в его недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение. Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звёзд оно значительно.

Оценки температуры и плотности в недрах звёзд получают теоретическим путём, исходя из известной массы звезды и мощности её излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определённые таким образом температуры в центральных областях звёзд составляют от 10млн. градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн. градусов для гигантских звёзд. Температура в центре Солнца – около 15 млн. градусов.

При таких температурах вещество в звёздных недрах почти полностью ионизировано. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки, вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, - более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле – тем не менее обладает всеми свойствами идеального газа.

Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падаёт. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Строение красного гиганта уже иное. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превращается в гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн. градусов и начнется горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяженная оболочка.

В дальнейшем ядерные реакции создают в центре массивной звезды всё более тяжелые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишенное источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв – вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по-видимому, остается компактный объект – нейтронная звезда или черная дыра.

Вместе с оболочкой взрыв уносит в межзвездную среду различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение звезд, рождающихся из межзвездного газа, будет содержать уже больше тяжелых химических элементов.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звезды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две – три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет.

В звездах – карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звезды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4,5-5 млрд. лет. И за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

Взрывающиеся звёзды

Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет в своей жизни шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится невидимой даже вооруженным глазом, исчезает.

Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновой звезды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск сверхновой, вспыхивавшей тоже вроде бы на пустом месте, иногда достигал такой величины, что звезду было видно даже днём.

Явления новых звезд были обнаружены еще в глубокой древности. В ХХ в., когда астрономические наблюдения приобрели регулярный характер, а вид звездного неба «протоколировался» на фотопластинках, стало ясно, что на месте «новых» звезд на самом деле находятся слабые звездочки. Просто внезапно их блеск увеличивается до своего максимума и затем вновь уменьшается до спокойного уровня. Более того, оказалось, что иногда явление новой звезды повторяется более или менее регулярно на одном и том же месте, т.е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в сотни лет или чаще увеличивает свою светимость.

Иначе обстоит дело со сверхновыми. Если на их месте до начала вспышки и была заметна звезда (как, например, в случае относительно яркой сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она действительно исчезает, а сброшенная ею оболочка еще долгие годы наблюдается как светящаяся туманность.

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: страница реферата, вопросы и ответы.



Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7 | Следующая страница реферата

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки