Контрольная: Эволюция звезд - текст контрольной. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Контрольная

Эволюция звезд

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Контрольная работа
Язык контрольной: Русский
Прислал: Королькова Ю. С.
Дата создания: 2006 год
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Rar, 31 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникальной работы
Текст
Факты использования контрольной

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Содержание
 
1. Введение.
2. Рождение звезд.
2.1 Межзвездный газ.
2.2 Межзвездная пыль.
2.3 Разнообразие физических условий.
2.4 Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд.
2.5 Звездные ассоциации.
3. Эволюция и виды звезд.
3.1 Как устроена звезда и как она живёт.
3.2 Взрывающиеся звезды.
3.3 Новые звезды.
3.4 Сверхновые звезды.
4. Конец жизненного пути звезды.
4.1 Белые карлики или будущее Солнца.
4.2 Нейтронные звезды.
4.3 Чёрные дыры.
5. Заключение.
6. Литература.
 
 
 
1. Введение 
 
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными,они  рождаются, эволюционируют, и, наконец "умирают". Чтобы проследить жизнен­ный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возни­кают. В прошлом это представлялось большой загадкой; современные астро­номы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе. 
 
Рождение звёзд – процесс таинственный, скры­тый от наших глаз, даже вооруженных телеско­пом. Лишь в середине ХХ в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в да­лёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника – инфракрасные теле­скопы и радиотелескопы мил­лиметрового диапазона – значительно расши­рила  знания о зарождении и формировании звёзд.
 
Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилась  группа из трёх звездоподобных объектов. Через три года некоторые из них стали продол­говатыми, а к еще через пять эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звёзд. Этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рож­даться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассу­ждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоп­лениях, оказались справедливыми.
 
2. Рождение звезд
2.1 Межзвездный газ
 
Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оце­нил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого почти всеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров про­странство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь от­дельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном по­глощении света в межзвездной среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это вы­дающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.
 
Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".
 
2.2. Межзвездная пыль
Около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзведное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстан­ция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как по­глощение в красных лучах сравнительно невелико.
 
Сейчас уже доказано, что поглощение света обусловлено межзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Ус­тановлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то сте­пени "ориентируются", то есть направления их вытянутости имеют тенден­цию "выстраиваться" в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.
 
2.3 Разнообразие физических условий
Характерной особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Име­ются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превы­шающей несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда между облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на куби­ческий сантиметр. Имеются, наконец, огромные области, где распространя­ются ударные волны от взрывов звезд.
Наряду с отдельными облаками как ионизированного, так и неионизированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своим раз­мерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, полу­чившие название "газово-пылевых комплексов". В таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффуз­ной межзвездной среды.
 
2.4 Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд
Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и "сверхмолодые" звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотно­сти, то есть отклонения от строгой однородности, в дальнейшем, однако, если массы этих конденсаций превосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первона­чально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под дейст­вием силы гравитации эти конденсации будут продолжать сжиматься и, как можно по­лагать, в конце концов, превратятся в звезды.
 
Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения. Так, к примеру, облако с массой, рав­ной солнечной, сожмется за миллион лет.
 
В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется "стадией свободного падения", освобождается определенное количество гравитационной энергии. Половина освободившейся при сжатии облака энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.
 
Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей, после того как процесс диссоциа­ции молекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда.
 
2.5 Звездные ассоциации
Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаков межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группи­руются в отдельные обширные скопления, которые позже получили название "ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами.
Таким образом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звезды рождаются не поодиночке, а как бы гнездами, что качест­венно согласуется с представлениями теории гравитационной неустойчиво­сти. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих мас­сивных гигантов, но и из других примечательных, заведомо молодых объек­тов) тесно связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой среды.
 
3. Эволюция и виды звезд
3.1 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, 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.
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.
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.
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 10 млн. градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн. градусов для ги­гантских звёзд. Температура в центре Солнца – около 15 млн. градусов.
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 белого карлика. Но это случится не раньше, чем че­рез 5 млрд. лет.
3.2 Взрывающиеся звезды
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.
Исследования сверхновых звезд, вспыхнувших в нашей галактике, затрудняются тем, что эти небесные объекты чрезвычайно редко доступны на­блюдениям. За всю историю науки их удалось увидеть всего несколько раз. Однако регулярные наблюдения множества других галактик приводят к ежегодному обнаружению до нескольких десятков сверхновых в далеких звезд­ных системах. Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. Причем в максимуме своего блеска она может быть столь же яркой, как остальные сотни миллиардов звезд галактики, вместе взятые. Самые далекие из известных ныне сверх­новых находятся в галактиках, расположенных в сотнях мегапарсек от Солнца.
Как впервые предположили в 30-е гг. ХХв. Вальтер Бааде и Фриц Цвикки, в результате взрыва сверхновой может образоваться сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась после открытия пульсара – быстро вращающейся нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды – в центре известной Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 г.
Итак, явления новых и сверхновых звезд имеют совершенно различную природу. Каково же современное представление о них?
3.3 Новые звезды
Во время вспышки блеск новой увеличивается на 12-13 звездных величин, а выделяемая энергия достигает 1039 Дж (такая энергия излучается Солнцем примерно за 100 тыс. лет). До середины 50-х гг. природа вспышек новых звезд оставалась неясной. Но в 1954 г. было обнаружено, что известная новая звезда DQ Геркулеса входит в состав тесной двойной системы с орбитальным периодом в несколько часов. В дальнейшем удалось устано­вить, что все новые звезды являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна звезда – как правило, звезда главной последовательности типа нашего Солнца, а вторая – компактный, размером в сотую долю радиуса Солнца, белый карлик.
Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, образуя вокруг него аккреционный диск. Вещество в диске тормозится вязким трением, нагревается, вызывая свечение (именно оно и наблюдается в спокой­ном состоянии), и в конце концов достигает поверхности белого карлика.    
По мере падения вещества на белом карлике образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается. В итоге (как раз за характерное время от нескольких лет до сотен лет) температура и плотность этого поверхностного слоя вырастают до столь высоких значений, что столкновения быстрых протонов начинают приводить к термоядерной реак­ции синтеза гелия. Но в отличие от центральных частей Солнца и других звёзд, где эта реакция протекает достаточно медленно, на поверхности белого карлика она носит взрывообразный характер (главным образом из-за очень большой плотности вещества).
Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати, весьма малой массы – «всего» около сотой доли массы Солнца), разлет и свечение которой наблюдаются как вспышка новой звезды. Несмотря на огромную выделенную энергию, разлетающаяся оболочка не оказывает заметного воздействия на сосед­нюю звезду, и та продолжает поставлять топливо для следующего взрыва.
Как показывают оценки, ежегодно в галактике вспыхивает около сотни новых звёзд. Но самые яркие новые довольно часто бывают видны невооруженным глазом. К примеру, в 1975 г. новая звезда в созвездии Лебедя почти полгода «искажала» его крестообразную конфигурацию.
С началом эры рентгеновской астрономии (60-е гг.) выяснилось, что новые звезды наблюдаются не только в оптическом диапазоне. Так, в 70-е гг. были открыты рентгеновские барстеры – регулярно вспыхивающие источники рентгеновского излучения. Механизм вспышек здесь в целом такой же, как и у классических новых звезд. Разница в том, что второй компонент тес­ной двойной системы не белый карлик, а еще более компактная нейтронная звезда радиусом всего около 10 км.
Вещество нормальной звезды типа Солнца или красного карлика «срывается» приливными силами со стороны нейтронной звезды, образуя аккре­ционный диск. Газ попадает на поверхность нейтронной звезды, если она не обладает сильным магнитным полем, нагревается, и это приводит к повто­ряющимся термоядерным взрывам. А из-за большой компактности нейтрон­ной звезды плотность вещества, достигшего поверхности, оказывается чудо­вищно высокой. Разогретый термоядерными взрывами газ излучает в основ­ном энергичные рентгеновские кванты.
Наконец, нельзя не упомянуть еще об одном типе новых звезд - рентгеновских новых. Они вспыхивают в рентгеновском диапазоне на несколько ме­сяцев, а затем полностью исчезают. Сейчас таких рентгеновских новых из­вестно около десяти.
3.4 Сверхновые звезды
Сверхновые звезды – одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большая часть ее массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в черную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звезд. Они являются финалом жизни звезд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звезды и черные дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химиче­скими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более легких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звезд.
По наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на две большие группы – сверхновые 1-го и 2-го типа. В спектрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода; зависимость их блеска от времени (так называемая кривая блеска) примерно одинакова у всех звезд, как и светимость в максимуме блеска. Сверхновые 2-го типа, напротив, имеют богатый водородными линиями оптический спектр; формы их кривых блеска весьма разнообразны; блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых.
Сейчас надежно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии – порядка 1046 Дж. Основная энер­гия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино – быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны.
4. Конец жизненного пути звезды
Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу.
Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подоб­ных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте ги­ганта остаётся маленький и горячий белый карлик.
Во что превращаются звезды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.
4.1 Белые карлики или будущее  Солнца
Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Уда­лось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд.
История открытия белых карликов восходит к началу 19в., когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Си­риус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюдений Си­риуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса.
Белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомые химические элементы.
Известны белые карлики двух типов - холодные и горячие.
В атмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее, по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана.
Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов меняются от 5000 К у "холодных" звёзд до 50000 К у "горячих".
Диаметр белого карлика определяется его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус составляет 100000 км. Теоретически, если масса белого карлика превышает массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Именно давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр её не меня­ется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, ко­торый она имела, вступив в стадию белого карлика.
Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, - это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не на один из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое пространство.
 Астрономы сравнивают процесс остывания горячего белого карлика с остыванием железного прута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца. В конце концов, белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом, однако на это могут по­надобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возраст
Вселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов.
Полная картина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И, тем не менее, общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» в виде чёрных, невидимых карликов.  
Масса белых карликов не может превышать некоторого значения – это так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца.
Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.
4.2 Нейтронные звезды
Рождение нейтронных звезд сопровождается грандиозным небесным явлением – вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд.
Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды вращения изме­ряются миллисекундами) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Эти частицы излучают радиоволны.
С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров.
Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера – Волкова). Строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера – Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.
Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.
4.3 Чёрные дыры
Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические» с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты – чёрные дыры – устроены гораздо проще, чем обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества – они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.
Но если чёрные дыры не светят, то, как же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь - наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела.
 Имеются косвенные доказательства существования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и, во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).
5. Заключение
За период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушных светящих то­чек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследо­вания.
Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и не видимое глазу излучение звёзд.  По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.
Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции, хотя не­мало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и люди, наконец, смогут понять такую великую вещь, как звезда.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Крысы бегут с тонущего корабля на бал.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, контрольная по астрономии, авиации, космонавтике "Эволюция звезд", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru