Зірки та їх еволюція

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

МІНІСТЕРСТВО АГЕНСТВО ДО ОСВІТИ
ГОУ ВПО «Уфимская державна академія ЕКОНОМІКИ ТА СЕРВІСУ»
Кафедра фізики

Контрольна робота

З дисципліни: Концепції сучасного природознавства
Тема: Зірки і їх еволюція
Виконала:
Студентка групи ЕЗК-12
шифр 06.04.411
Каблукова О.А Перевірив:
Алтайська А. В.
Уфа - 2007

Зміст
1.Из чого складаються зірки ?........................................... ........................................ 2
2.Основні зоряні характеристики ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 7
2.1. Освітленість і відстань до зірок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .. 7
2.2. Спектри зірок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 8
2. 3. Температура та маса зірок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .9
3.Откуда береться теплова енергія зірки ?.......................................... ......... 11
4.Еволюція зірочок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 12
5.Хіміческій склад зірок ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 17
6.Прогноз еволюції Сонця ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 22
7.Что буде з Землею, коли Сонце буде червоним гігантом ?................... 23

1. З чого складаються зірки?
Років 20 тому міжзоряне середовище представляли у вигляді гарячого газу (з температурою Т = 10 4 K), в якому плавають холодні хмари (Т = 10 2 До). Ця двокомпонентна модель дозволила пояснити багато явищ, але до середини 70-х років під натиском нових фактів її довелося уточнити: позаатмосферні ультрафіолетові спостереження вказали на існування дуже гарячого газу (Т = 10 6 К), що заповнює більшу частину обсягу Галактики, а наземні радионаблюдения відкрили нам дуже холодний молекулярний газ (Т = 10 К), зібраний в масивні хмари поблизу галактичної площини.
Тепер прийнято представляти міжзоряний газ як чотирьохфазної середовище (таблиця), хоча і така модель не вичерпує всього різноманіття фізичних умов у міжзоряному просторі. Наприклад, в цій моделі не представлені розширюються залишки спалахів наднових (Т = 10 8), планетарні туманності і деякі інші газові освіти, не перебувають у рівновазі по тиску з основними чотирма фазами міжзоряного газу. Дійсно, їх об'єм і маса в кожен момент часу не істотні в порівнянні з вже наявними в Галактиці газом. Однак саме вони підтримують баланс речовини і енергії в цьому постійно остигає і згущується в зірки газі.
таб .1 Основні фази міжзоряного газу
Фаза
Температура, К
Щільність, см -3
Частка обсягу Галактики,%
Гаряча, HII
300000
0,016
74
Тепла, HII
8000
0,25
23
Прохолодна, HI
80
40
2
Холодна, H 2
10
300
0,8
Хімічний склад міжзоряного газу приблизно такий же, як у Сонця й у більшості досліджуваних зірок: на 10 атомів водню (Н) припадає 1 атом гелію (Не) і незначна кількість інших, більш важких елементів, серед них більше всього кисню (О), вуглецю (C) і азоту (N). У залежності від температури і щільності газу його атоми перебувають "у нейтральному або ионизованном стані, входять до складу молекул або твердих конгломератів - порошинок.
Взагалі кажучи, для кожного хімічного елемента існує свій діапазон умов, за яких він знаходиться в тому чи іншому стані іонізації. Але оскільки переважна більшість атомів належить водню, його властивості і визначають стан міжзоряного газу в цілому: гаряча і тепла фази є областями ионизованного водню (їх називають області або зони НII), прохолодна фаза містить переважно нейтральні атоми водню (хмари НI), а холодна фаза складається в основному з молекулярного водню (Н2), який утворюється, як правило, у внутрішніх щільних частинах хмар НI.
Молекули водню були вперше виявлені в міжзоряному середовищі в 1970 р. з ультрафіолетовим лініях поглинання в спектрах гарячих зірок. У тому ж році в міжзоряному просторі були знайдені молекули чадного газу (СО) за їх радіовипромінюванню з довжиною хвилі l = 2,6 мм. Ці дві молекули найбільш поширені в космосі, причому молекул Н 2 у кілька тисяч разів більше, ніж молекул СО.
Познайомимося з молекулою водню, оскільки це головний будівельний матеріал, з якого формуються зірки. Коли два атоми водню підходять близько один до одного, їх електронні оболонки різко перебудовуються: кожен з електронів починає рухатися навколо двох протонів, пов'язуючи їх між собою на зразок електричного "клею". У космічних умовах об'єднання атомів водню в молекули відбувається, швидше за все, на поверхні пилинок, які грають роль своєрідного каталізатора цієї реакції.
Молекула водню володіє не дуже великою міцністю: для її руйнування (дисоціації) потрібна енергія 4,5 еВ або більше. Таку енергію мають кванти з довжиною хвилі коротше ніж 275,6 нм. Подібних ультрафіолетових квантів у Галактиці багато - їх випромінюють всі гарячі зірки. Проте сама молекула Н 2 поглинає ці кванти вкрай неохоче. Зазвичай руйнування молекул Н2 відбувається наступним чином. Квант з енергією 11,2 еВ (l = 101.6 нм) переводить один з електронів молекули в збуджений стан. Зворотний перехід в основний стан, як правило, супроводжується випромінюванням такого ж кванта, але іноді квант не випромінюється, а енергія витрачається на збудження коливань молекули, які закінчуються її розпадом.
Як відомо, жорсткі ультрафіолетові кванти з енергією понад 13,6 еВ ионизуют атоми водню і тому повністю поглинаються міжзоряним середовищем в безпосередній близькості від гарячих зірок. М'якші кванти, у тому числі і з енергією 11,2 еВ, майже безперешкодно поширюються в Галактиці і руйнують молекулярний водень скрізь, де він для них доступний. Єдине місце, де молекула Н 2 може жити порівняно довго, - це надра щільних газопилових хмар, куди ультрафіолетові кванти не можуть пробитися крізь щільну пилову завісу. Але на жаль, з цієї ж причини молекулярний водень стає практично недоступним для спостереження.
Комбінація першого порушеної електронного стану молекули Н 2 з різними її квантовими переходами дає набір спектральних ліній у діапазоні довжин хвиль 99,1-113,2 нм. Коли світло гарячої зірки проходить крізь напівпрозора хмара або крізь зовнішні розріджені шари гігантських щільних хмар, в його спектрі утворюються відповідні лінії поглинання молекули Н 2. Вони-то і були зафіксовані в 70-х роках за допомогою космічних телескопів у спектрах півтори сотні близьких зірок.
Проте повідомити нам скільки-небудь повні відомості про розподіл молекулярного водню в Галактиці ультрафіолетове випромінювання не може. Йому не дробитися в надра масивних хмар, де якраз і знаходиться головне сховище холодного газу-безпосереднього предка молодих зірок. Тому розподіл молекул На в нашій і в інших галактиках вивчають поки непрямими методами: за розподілом інших молекул, що мають спектральні лінії, зручні для спостереження. Найпопулярніша в цьому відношенні молекула чадного газу, вона ж окис вуглецю, тобто ЗІ.
Її енергія дисоціації 11,1 еВ, тому вона може існувати там же, де молекулярний водень. Стикаючись з іншими атомами й молекулами, молекули СО порушуються і потім випромінюють лінії так званих обертальних переходів. Найбільш довгохвильова з них (l = 2,6 мм) легко спостерігається в багатьох областях Галактики: світність деяких молекулярних хмар в лінії СВ досягає декількох светимостей Сонця (L c = 4.10 1933 ерг / с).
Радіоспостереження в лініях СВ і деяких інших молекул (HCN, ВІН, CN) дозволяють охопити всі хмара в цілому, всі його області з різноманітними фізичними умовами. Спостереження ж декількох ліній однієї молекули дають можливість визначити в кожній області температуру і щільність газу. Проте перехід від спостережуваної інтенсивності в лінії випромінювання будь-якої молекули (навіть такою поширеною, як СО) до повної концентрації, а отже, і масі газу таїть в собі значну невизначеність. Доводиться робити припущення про хімічний склад хмар, про частку атомів, "похованих" в порошинках, і т. п. Точне значення коефіцієнта переходу від інтенсивності лінії СВ до кількості молекул Н 2 до цих пір бурхливо обговорюється. Різні дослідники використовують значення цього коефіцієнта, розрізнювальне в 2-3 рази.
Відповідно і зміст молекулярного газу в Галактиці відомо з такою ж, якщо не з гіршого, точністю. Особливо складно визначити зміст молекулярного газу далеко від Сонця, наприклад в околиці центру Галактики. Оскільки зореутворення там відбувається більш інтенсивно, ніж у нас, на периферії Галактики, міжзоряне середовище там сильніше збагачена важкими елементами - продуктами термоядерного синтезу. Точно поки не можна сказати, але, якщо взяти до уваги зміну хімічного складу вздовж радіуса галактичного диска, вміст елементів групи CNO в ядрі Галактики повинно бути десь у 3 вище, ніж в околиці Сонця.
Якщо це дійсно так, то відповідно в 3 рази нижче слід брати коефіцієнт переходу СВ - Н 2. Ці та інші невизначеності призводять до того. що маса молекулярного газу у внутрішній області Галактики (R <10 кпк) оцінюється різними дослідниками від 5.10 8 до 3.10 9 М з

2. Основні зоряні характеристики
2.1. Освітленість і відстань до зірок
Кутові розміри зір дуже малі. Навіть у найбільші телескопи можна побачити зірки у вигляді "реальних" дисків. Підкреслюю слово "реальних", так як завдяки суто інструментальним ефектам, а головним чином неспокійна атмосфера, в фокальній площині телескопів виходить "хибне" зображення зірки у вигляді диска. Кутові розміри цього диску рідко бувають менше однієї секунди дуги, між тим як навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієї сотої частки секунди дуги.
Отже, зірка навіть у найбільший телескоп не може бути, як кажуть астрономи, "дозволена". Це означає, що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зір у різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина.
Освітленість визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія своєму розпорядженні цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, що не перевищують кількох десятків парсек, відстань визначається відомим ще з початку минулого століття тригонометричним методом, що полягає у вимірюванні мізерно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різні пори року. Цей метод має досить велику точність і досить надійний. Однак для більшості інших більш віддалених зірок він вже не годиться: занадто малі зміщення положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але тим не менш достатньо надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, за деякими піднаглядним особливостям їх випромінювання.
2.2. Спектри зірок
Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Вже давно спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається літерами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1. . . В9, А0 і так далі. Спектр зірок у першому наближенні схожий на спектр випромінює "чорного" тіла з деякою температурою Т. Ці температури плавно змінюються від 40-50 тисяч градусів у зірок спектрального класу О до 3000 градусів у зірок спектрального класу М. У відповідності з цим основна частина випромінювання зірок спектральних класів О і В припадати на ультрафіолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхні землі. Однак в останні десятиліття були запущені спеціалізовані штучні супутники землі; на їх борту були встановлені телескопи, за допомогою яких стало можливим дослідити і ультрафіолетове випромінювання.
Характерною особливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, які належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.
Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є її колір. Гарячі зірки спектральних класів О і В мають блакитний колір; зірки, подібні з нашим Сонцем (спектральний клас якого G2), представляються жовтими, зірки ж спектральних класів К і М - червоні. В астрофізиці є ретельно розроблена і цілком об'єктивна система кольорів. Вона заснована на порівнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні суворо еталонірованние світлофільтри. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один з яких пропускає переважно сині промені ("В"), а інший має криву спектральної чутливості, подібну з людським оком ("V"). Техніка вимірювань кольору зірок настільки висока, що за вимірюваним значенням BV можна визначити спектр зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз квітів - єдина можливість їх спектральної класифікації.
2.3. Температура та маса зірок
Знання спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Так як зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, випроменена одиницею їх поверхні, визначається із закону Стефана Больцмана:
- Постійна Больцмана
Потужність випромінювання всієї поверхні зірки, або її світність, очевидно буде дорівнює
(*), Де R - радіус зірки. Таким чином, для визначення радіуса зірки треба знати її світність і температуру поверхні.
Нам залишається визначити ще одну, чи не найважливішу характеристику зірки - її масу. Треба сказати, що це зробити не так то просто. А головне існує не так вже й багато зірок, для яких є надійні визначення їх мас. Останні легше за все визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період обертання Р відомі. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:
, Тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі всесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відомо ставлення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. До жалю, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожної із зірок.
По суті кажучи, астрономія не мала і не має в своєму розпорядженні в даний час методом прямого і незалежного визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольовану зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такій ситуації астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковою світністю і кольором мають однакові маси. Останні ж визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її "сестра", що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з певною обережністю.

3. Звідки береться теплова енергія зірки?
Тепловим джерелом зірок є термоядерні реакції синтезу, що відбуваються в надрах зірок при пануючої там дуже високій температурі (близько десяти мільйонів градусів). У результаті цих реакцій, швидкість яких сильно залежить від температури, протони перетворюються на ядра гелію, а звільняється енергія повільно "просочується" крізь надра зірок і врешті-решт, значно трансформована, випромінюється у світовий простір. Це виключно потужне джерело. Якщо припустити, що спочатку Сонце складалося тільки з водню, який у результаті термоядерних реакцій цілком перетворився на гелій, то виділилося кількість енергії складе приблизно жовтня 1952 ерг.

4. Еволюція зірок
Хоча з людської шкалою часу зірки і здаються вічними, вони, подібно всьому сущому в природі, народжуються, живуть і вмирають. Згідно загальноприйнятою гіпотезою газопилової хмари зірка зароджується в результаті гравітаційного стиснення міжзоряного газопилового хмари. У міру ущільнення такого хмари спочатку утворюється протозірка, температура в її центрі неухильно росте, поки не досягає межі, необхідного для того, щоб швидкість теплового руху частинок перевищила поріг, після якого протони здатні подолати макроскопічні сили взаємного електростатичного відштовхування і вступити в реакцію термоядерного синтезу.
У результаті багатоступінчастої реакції термоядерного синтезу з чотирьох протонів в кінцевому підсумку утворюється ядро ​​гелію (2 протона + 2 нейтрона) і виділяється цілий фонтан різноманітних елементарних частинок. У кінцевому стані сумарна маса утворилися частинок менше маси чотирьох вихідних протонів, а значить, в процесі реакції виділяється вільна енергія. Через це внутрішньо ядро ​​новонародженої зірки швидко розігрівається до надвисоких температур, і його надлишкова енергія починає випліскуватися у напрямку до її менш гарячою поверхні - і назовні. Одночасно тиск у центрі зірки починає зростати. Таким чином, «спалюючи» водень в процесі термоядерної реакції, зірка не дає силам гравітаційного тяжіння стиснути себе до надщільного стану, протиставляючи гравітаційного колапсу безперервно поновлюване внутрішнє термічне тиск, в результаті чого виникає стійке енергетичну рівновагу. Про зірок на стадії активного спалювання водню говорять, що вони знаходяться на «основній фазі» свого життєвого циклу або еволюції. Перетворення одних хімічних елементів в інші усередині зірки називають ядерним синтезом або нуклеосинтезу.
Зокрема, Сонце знаходиться на активній стадії спалювання водню в процесі активного нуклеосинтезу вже близько 5 мільярдів років, і запасів водню в ядрі для його продовження нашого світила повинно вистачити ще на 5,5 мільярда років. Чим масивніше зірка, тим більшим запасом водневого палива вона має в своєму розпорядженні, але для протидії силам гравітаційного колапсу їй доводиться спалювати водень з інтенсивністю, яка перевершує за темпом зростання темп зростання запасів водню в міру збільшення маси зірки. Таким чином, чим масивніше зірка, тим менший час її життя, яке визначається вичерпанням запасів водню, і найбільші зірки в буквальному сенсі згоряють за «якісь» десятки мільйонів років. Найдрібніші зірки, з іншого боку, «безбідно» живуть сотні мільярдів років. Так що за цією шкалою наше Сонце належить до «міцним середнякам».
Рано чи пізно, однак, будь-яка зірка витратить весь придатний для спалювання у своїй термоядерної топці водень. Що далі? Це також залежить від маси зірки. Сонце (і всі зірки, які не перевищують його за масою більш ніж у вісім разів) закінчую своє життя досить банальним чином. У міру виснаження запасів водню в надрах зірки сили гравітаційного стиснення, терпляче чекали цієї години з самого моменту зародження світила, починають брати верх - і під їх впливом зірка починає стискатися і ущільнюватися. Цей процес призводить до двоякого ефекту: Температура в шарах безпосередньо навколо ядра зірки підвищується до рівня, при якому міститься там водень вступає, нарешті, в реакцію термоядерного синтезу з утворенням гелію. У той же час температура в самому ядрі, що складається тепер практично з одного гелію, підвищується настільки, що вже сам гелій - свого роду «попіл» затухаючої первинної реакції нуклеосинтезу - вступає в нову реакцію термоядерного синтезу: з трьох ядер гелію утворюється одне ядро ​​вуглецю. Цей процес вторинної реакції термоядерного синтезу, паливом для якого служать продукти первинної реакції, - один з ключових моментів життєвого циклу зірок.
При вторинному згорянні гелію в ядрі зірки виділяється так багато енергії, що зірка починає буквально роздуватися. Зокрема, оболонка Сонця на цій стадії життя розшириться за межі орбіти Венери. При цьому сукупна енергія випромінювання зірки залишається приблизно на тому ж рівні, що і протягом основної фази її життя, але, оскільки випромінюється ця енергія тепер через значно більшу площу поверхні, зовнішній шар зірки остигає до червоної частини спектру. Зірка перетворюється на червоний гігант.
Для зірок класу Сонця після виснаження палива, яке живить вторинну реакцію нуклеосинтезу, знову настає стадія гравітаційного колапсу - цього разу остаточного. Температура всередині ядра більше не здатна піднятися до рівня, необхідного для початку термоядерної реакції наступного рівня. Тому зірка стискається до тих пір, поки сили гравітаційного тяжіння не будуть врівноважені наступним силовим бар'єром. У його ролі виступає тиск виродженого електронного газу. Електрони, до цієї стадії грали роль безробітних статистів в еволюції зірки, не беручи участь в реакціях ядерного синтезу і вільно переміщаючись між ядрами, які перебувають у процесі синтезу, на певній стадії стиснення виявляються позбавленими «життєвого простору» і починають «опиратися» подальшому гравітаційному стиску зірки. Стан зірки стабілізується, і вона перетворюється в виродженого білого карлика, який буде випромінювати в простір залишкове тепло, поки не охолоне остаточно.
Зірки більш масивні, ніж Сонце, чекає куди більш видовищний кінець. Після згорання гелію їх маса при стисканні виявляється достатньою для розігріву ядра і оболонки до температур, необхідних для запуску таких реакцій нуклеосинтезу - вуглецю, потім кремнію, магнію - і так далі, у міру зростання ядерних мас. При цьому при початку кожної нової реакції в ядрі зірки попередня триває в її оболонці. Насправді, всі хімічні елементи аж до заліза, з яких складається Всесвіт, утворилися саме в результаті нуклеосинтезу в надрах вмираючих зірок цього типу. Але залізо - це межа, воно не може служити паливом для реакцій ядерного синтезу або розпаду ні при яких температурах і тиску, оскільки як для його розпаду, так і для додавання до нього додаткових нуклонів необхідний приплив зовнішньої енергії. У результаті масивна зірка поступово накопичує в собі залізне ядро, не здатне послужити паливом ні для яких подальших ядерних реакцій.
Як тільки температура і тиск всередині ядра досягають певного рівня, електрони починають вступати у взаємодію з протонами ядер заліза, в результаті чого утворюються нейтрони. І за дуже короткий відрізок часу - деякі теоретики вважають, що на це витрачаються лічені секунди, - вільні протягом усієї попередньої еволюції зірки електрони буквально розчиняються в протонах ядер заліза, вся речовина ядра зірки перетворюється на суцільний згусток нейтронів і починає стрімко скорочуватися в гравітаційному колапсі , оскільки протидіяти йому тиск виродженого електронного газу падає до нуля. Зовнішня оболонка зірки, з під якої виявляється вибита всяка опора, обрушується до центру. Енергія зіткнення обрушилася зовнішньої оболонки з нейтронним ядром настільки висока, що вона з величезною швидкістю відскакує і розлітається в усі боки від ядра - і зірка буквально вибухає в сліпучою спалаху наднової зірки. За лічені секунди при спалаху наднової може виділитися в простір більше енергії, ніж виділяють за цей же час всі зірки галактики разом узяті.
Після спалаху наднової та розльоту оболонки у зірок масою порядку 10-30 сонячних мас триває гравітаційний колапс приводить до утворення нейтронної зірки, речовина якої стискається до тих пір, поки не починає давати про себе знати тиск вироджених нейтронів - іншими словами, тепер вже нейтрони (подібно того, як раніше це робили електрони) починають опиратися подальшому стисненню, вимагаючи собі життєвого простору. Це зазвичай відбувається після досягнення зіркою розмірів близько 15 км у діаметрі. У результаті утворюється швидко обертається нейтронна зірка, испускающая електромагнітні імпульси з частотою її обертання; такі зірки називаються пульсарами. Нарешті, якщо маса ядра зірки перевищує 30 сонячних мас, ніщо не в силах зупинити її подальший гравітаційний колапс, і в результаті спалаху наднової утворюється чорна діра.

5. Хімічний склад зірок
У міру підвищення температури склад частинок, здатних існувати в атмосфері зірки, звичайно, спрощується. Спектральний аналіз зірочок класів Про, B, A (температура від 50 000 до 10 000 С) показує в їх атмосферах лінії іонізованих водню і гелію і іони металів, в класі До (5000 С) виявляються вже радикали, а в класі М (3800 З ) - навіть молекули оксидів.
У списку зірок перших чотирьох класів переважають лінії водню і гелію, але в міру зниження температури з'являються лінії інших елементів і навіть лінії, що вказують на існування сполук. Ці сполуки ще дуже прості. Це оксиди цирконію, титану (клас М), а також радикали CH, OH, NH, CH 2, C 2, C 3, С а Н та ін Зовнішні шари зірочок складаються головним чином з водню; в середньому на 10 000 атомів водню доводиться близько 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню і менше одного атома інших елементів.
Існують зірки, що мають підвищений вміст того чи іншого елемента. Так, відомі зірки з по підвищеним вмістом кремнію (кремнієві зірки), зірки, в яких багато заліза (залізні зірки), марганцю (марганцеві), вуглецю (вуглецеві) і т. п. Зірки з аномальним складом елементів досить різноманітні. У молодих зірках типу червоних гігантів виявлено підвищений вміст важких елементів. В одній з них знайдено підвищений вміст молібдену, в 26 разів перевищує його вміст у Сонце. Взагалі кажучи, вміст елементів, атоми яких мають масу, більшу маси атома гелію, поступово зменшується в міру старіння зірки. Разом з тим, хімічний склад зірки залежить і від місцезнаходження зірки в галактиці. У старих зірках сферичної частини галактики міститься трохи атомів важких елементів, а в тій частині, яка утворює своєрідні периферичні спіральні "рукава" галактики, і в її плоскої частини є зірки, щодо багаті важкими елементами. Саме у цих частинах і виникають нові зірки. Тому можна зв'язати наявність важких елементів з особливостями хімічної еволюції, що характеризує життя зірки.
Хімічний склад зірки відображає вплив двох факторів: природи міжзоряного середовища і тих ядерних реакцій, які розвиваються в зірці протягом її життя. Початковий склад зірки близький до складу міжзоряної матерії - газопилової хмари, з якого виникла зірка. Газопилову хмара не скрізь однаково. Цілком можливо, що зірка, що з'явилася у певному місці всесвіту, виявиться, наприклад, багатшою важкими елементами, ніж та, яка виникла в іншому місці.
Спектральне дослідження складу зірок вимагає обліку безлічі чинників, до них відносяться сили тяжкості, температура, магнітні поля і т. п. Але навіть при виконанні всіх правил дослідження все-таки дані здаються неповними: адже спектральний аналіз належить до зовнішніх, поверхневим шарам зірки. Що відбувається в надрах цих далеких об'єктів, начебто недоступне для вивчення. Проте досвід показав, що в спектрах зірок виявляються явні ознаки наявності тих елементів, які є продуктами ядерних реакцій (барій, технецій, цирконій) і можуть утворитися тільки в глибинах зірки. Звідси випливає, що зоряне речовина піддається процесам перемішування. З точки зору фізика, поєднати перемішування з рівновагою своєї величезної маси зоряної речовини досить важко, але для хіміка дані спектроскопії представляють безцінний матеріал, так як вони дозволяють зробити обгрунтовані припущення ході ядерних реакцій в надрах космічних тіл.
Аналіз кульових скупчень звездв тієї частини Галактики, яка відповідає найбільш старим зіркам, показує знижений вміст важких металів (Л. Аллер). З іншого боку, якщо Галактика розвивалася з газової хмари, що містить в основному водень, то в ній повинні бути і чисто водневі зірки.
До таких зірок відносяться субкарлики. Вони займають проміжне місце між зірками головної послідовності і білими карликами. У субкарлики багато водню і мало металів.
Що стосується слідів ядерних перетворень, що змінили "хімічна особа" зірки, то ці сліди бувають іноді дуже виразними. Так, існують зірки, в яких водень перетворився на гелій; атмосфера таких зірок складається з гелію Можливо, що значну роль у збагаченні зірки (її зовнішніх шарів) гелієм зіграло перемішування зоряної речовини. Так, А.А. Боярчук виявив 8 зірок, в яких вміст гелію було в 100 разів більше, ніж вміст водню, причому на 10 000 атомів гелію в цих зірках доводиться лише 1 атом заліза. Одна з гелієвих зірок взагалі не містила водню. Це спостерігається рідко і, мабуть, свідчить про те, що в зірці водень повністю витрачений у процесі ядерних реакцій.
При ретельному вивченні однієї з таких зірок в ній були виявлені вуглець і неон, а також титан. В іншої гелієвої зірки на 500 атомів гелію доводиться вуглецю - 0.56, азоту - 0.72, кисню - 1.0, неону - 3.2, кремнію - 0.05, магнію - 0.5. Яскрава подвійна зірка в сузір'ї Стрільця - надгігант з температурою поверхні близько 10 000 ° С - також є дефіцитною за воднем: в її спектрі спостерігається чітко виражені лінії гелію і дуже слабкі лінії водню. За - мабуть, це ті зірки, в яких водень вже вигорів в полум'ї ядерних реакцій. Наявність в них вуглецю та азоту дає можливість зробити обгрунтовані припущення ході ядерних реакцій, що доставляють енергію і виробляють ядра різних елементів.
Дуже цікаві вуглецеві зірки. Це зірки щодо холодні-гіганти і надгіганти. Їх поверхневі температури лежать звичайно в межах 2500 - 6000 ° С. При температурах вище 3500 ° С при рівних кількостях кисню і вуглецю в атмосфері велика частина цих елементів існує у формі оксиду вуглецю з. З інших вуглецевих сполук у цих зірках знайдені ціан (радикал СN) і радикал СН. Є також деяка кількість оксидів титану і цирконію, що витримують високі температури. При надлишку водню концентрація СN, СО, С 2 буде відносно меншою, а концентрація СН збільшиться. Такі зірки (СН - зірки) зустрічаються разом із зірками, в яких спостерігається дефіцит водню.
В одній з зірок було виявлено підвищену відношення змісту вуглецю до змісту заліза: кількість вуглецю в 25 разів перевищувала кількість заліза і в той же час відношення змісту вуглецю до змісту водню дорівнювало 40. Це означає, що зірка дуже багата углеродомпрі значною недостачу водню. Коливання блиску одній із зірок цього виду було навіть приписано ослаблення світності, що викликається твердими вуглецевими частинками, рассеяннимів атмосфері зірки. Однак більшість вуглецевих зірок характеризується нормальним вмістом водню в атмосфері (Л. Аллер).
Важливою особливістю вуглецевих зірок є повишенноесодержаніе ізотопу вуглецю 13 С. Роль цього ізотопу в загальному енергетичному балансі зірки дуже велика. Процеси, пов'язані з його участю, живлять зірку енергією і розвиваються лише при дуже високих температурах в глибинних зонах. Поява ізотопу 13 С в поверхневих шарах, імовірно, обумовлено процесами перемішування.
Деякі типи зірок характеризуються підвищеним содержаніемметаллов, розташованих в одному стовпці періодичної системи з цирконієм, у цих зірках є нестійкий елемент технецій 439.9 Тс. Ядра технецію могли утворитися з 98 Мо в результаті захоплення нейтрона з викиданням електрона з ядра молібдену або при фотопроцесу з 97 Мо. В усякому разі наявність нестабільного ядра - переконливий доказ розвитку ядерних реакцій в зірках.
Астрономи і астрофізики виконали велику роботу з аналізу та зіставленню спектральних даних і результатів досліджень метеоритів. Виявилося, що елементи з парними порядковими номерами зустрічаються частіше, ніж з непарними. Ядра елементів з парними порядковими номерами більш стійкі; стійкість ядра залежить від співвідношення в ньому числа протонів і нейтронів. Найбільш стійкі ядра мали більше шансів утворитися і зберегтися в жорстких умовах.

6. Прогноз еволюції Сонця.
Як і всі зірки, Сонце народилося в зіщулена газопилової туманності. Коли така грандіозна маса стискалася, вона сама себе сильно розігріла внутрішнім тиском до температур, при яких у її центрі змогли початися термоядерні реакції. У центральній частині температура на Сонці дорівнює 15.000.000 К, а тиск досягає сотні мільярдів атмосфер. Так запалилася новонароджена зірка (не плутайте з новими зірками).
В основному, на три чверті, Сонце на початку свого життя складалося з водню. Саме водень в ході термоядерних реакцій перетворюється в гелій, при цьому виділяється енергія, яку випромінює Сонце. Сонце належить до типу зірок, які називаються жовтими карликами. Воно - зірка головної послідовності і належить до спектрального класу G2. Маса самотньої зірки однозначно визначає її долю. За час життя (5 мільярдів років), в центрі нашого світила, де температура досить висока, згоріло близько половини всього наявного там водню. Десь стільки ж, 5 мільярдів років, Сонцю залишилося жити.
Після того, як у центрі світила водень буде під кінець, Сонце збільшиться в розмірах, стане червоним гігантом. Це найсильнішим чином позначиться на Землі: підвищиться температура, океани википить, життя стане неможливою. Наша зірка закінчить своє життя як білий карлик, порадувавши невідомих нам позаземних астрономів майбутнього нової планетної туманністю, форма якої може виявитися досить химерної завдяки впливу планет.

7.Что буде з Землею, коли Сонце буде червоним гігантом?
Після того, як запас водню вичерпається наше Сонце буде нагадувати постійно розширюється повітряна куля або, кажучи науковими термінами, Червоний гігант. При цьому буде можна стверджувати, що будуть повністю знищені Венера і Меркурій, а також, швидше за все і Земля, тому що при розширенні Червоні гіганти збільшуються в розмірах в тисячі разів.
У результаті зовнішні шари Червоного гіганта охолонуть і будуть відкинуті, залишивши лише ядро ​​зірки або, до того моменту це вже буде не ядро, а так званий Білий Карлик, температура якого приблизно дорівнює температурі нинішнього Сонця, а от розміри порівнянні з розміром Землі.

Список використаної літератури
1. Акенян. Т.А. Зірки, галактика, метагалактика. М.: Наука, 1982.
2. Куликівський Т.П.. Зоряна астрономія. М., 1978.
3. Новіков. І.Д. Еволюція всесвіту. М., 1983.
4. Шкловський І.С. Зірки, їх народження, життя і смерть. М.: Наука, 1977.
Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Контрольна робота
70.3кб. | скачати


Схожі роботи:
Зірки та їх еволюція 2
Зірки
Що таке зірки
Подвійні зірки
Що таке зірки
Подвійні зірки 2
Народження зірки
Змінні зірки
Зірки та їх вивчення
© Усі права захищені
написати до нас