Эволюция звезд: конец пути. Реферат.

звезды. Водород исчезает, следовательно, энерговыделение за счёт этого

источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К

открывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает более тяжёлые

элементы, и в этом процессе выделяется энергия. Два атома гелия

соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается на

атомы гелия. Однако температуры и скорости реакций столь высоки, что,

прежде чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется третий атом

гелия и образуется атом углерода.

Но процесс не останавливается, так как теперь атомы гелия, бомбардируя

углерод, порождают кислород, бомбардируя кислород, дают неон, а,

бомбардируя неон, производят магний. На этой стадии температура ядра ещё

слишком низка для образования более тяжёлых элементов. Ядро опять

сжимается, и так продолжается до тех пор, пока температура не достигнет

величины порядка миллиарда градусов и не начнётся синтез более тяжёлых

элементов. Если в результате дальнейшего сжатия ядра температура

поднимается до 3 млрд. К, тяжёлые ядра взаимодействуют друг с другом до

тех пор, пока не образуется железо. Процесс останавливается. Если атомы

гелия будут бомбардировать ядра железа, то вместо образования более

тяжёлых элементов произойдёт распад ядер железа.

На этой стадии жизни звезды её ядро состоит из железа, окружённого слоями

ядер более лёгких элементов вплоть до гелия, а тонкий наружный слой

образован водородом, который ещё обеспечивает некоторое количество

энергии. Наконец наступает время, когда водород оказывается полностью

израсходованным и этот источник энергии иссякает. Перестают также

действовать и другие механизмы генерации энергии; звезда лишается всяких

средств для воспроизводства своих энергетических запасов. Это означает,

что она должна умереть. Теперь, исчерпав запасы ядерной энергии, звезда

может только сжиматься и использовать гравитационную энергию, чтобы

поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда

же и эта энергия иссякнет, звезда начинает изменять свой цвет от белого к

жёлтому, затем к красному; наконец она перестаёт излучать и начинает

непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде

маленького тёмного безжизненного объекта. Но на пути к угасанию обычная

звезда проходит стадию белого карлика.

Глава 2. Конец «звездного» пути.

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.

2.1. Белые карлики.

Белые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые

были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех,

с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности,

разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям

таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках

Вселенной.

2.1.1. Краткая характеристика.

Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды, находившейся

до сброса наружных слоев на ветви сверхгигантов. Белые карлики состоят из

углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у

массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из

кислорода, неона или магния. Белые карлики имееют чрезвычайно высокую

плотность(10^6 г/cм3). Ядерные реакции в белом карлике не идут. Белый

карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление

определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные

температуры белого карлика высокие - от 100,000 К до 200,000 К. Массы

белых карликов порядка солнечной (0.6 М[sun] - 1.44M[sun]). Для белых

карликов существует зависимость \\\"масса радиус\\\", причем чем больше масса,

тем меньше радиус. Существует предельная масса, так называемый предел

Чандрасекхара, выше которой давление вырожденного газа не может

противостоять гравитационному сжатию и наступает коллапс звезды, т.е.

радиус стремится к нулю. Радиусы большинства белых карликов сравнимы с

радиусом Земли.

Белые карлики являются наиболее известными и важнейшими представителями

\\\"семейства карликов\\\", называемых часто так только из-за своего размера.

Однако с точки зрения зволюции к ним следует относить звезды на конечной

стадии эволюции, то есть в условиях, когда ядерные реакции уже не могут

происходить и не могут вести (даже в самом отдаленном будущем) к

качественным изменениям звездной структуры.

Наиболее распространены белые карлики состоящие из углерода и кислорода с

гелиево-водородной оболочкой. Массы белых карликов 0.6 М[sun] -

1.44M[sun], радиусы порядка земного, поверхностная температура может быть

относительно высока (от 100,000 К до 200,000 К), что и объясняет их

название. Главная черта строения - это ядро, гравитационное равновесие в

котором поддерживается вырожденным электронным газом, свойства которого не

допускают никаких дальнейших изменений его структуры. Давление

вырожденного газа уравновешивает силы гравитации (при заданной массе), а

потеря тепла от невырожденной компоненты вещества не меняют этого

давления, и сами потери относительно невелики. Светимость обеспечивается

за счет самых внешних, невырожденных, и потому сжимающихся, слоев.

2.1.2. История открытия.

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 19 в., когда Фридрих

Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус,

открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный

характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии;

казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844 г.,

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. Ещё более интересным

оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно

существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра

тяжести равен приблизительно 50 годам.

Перенесёмся в 1862 г. из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США).

Алвану Кларку, крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата

Миссисипи было поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром

18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в

мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было

проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности. С этой

целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую

яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз и выявления их

дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел

слабый «призрак», который появился на восточном краю поля зрения телескопа

в отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал

и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что «призрак»

представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде

чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая в поле зрения

телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным

Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой

мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи -

его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу

используют, по сей день, но на другой установке.

Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих

исследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали

астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до

Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось

определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус

В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца.

Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает

расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между

Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты

масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса

В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости

обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем

Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в

35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в

300 раз превышает светимость Сириуса В.

Светимость любой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её

размеров, то есть диаметра. Близость второго компонента к более яркому

Сириусу А чрезвычайно осложняет определение его спектра, что необходимо

для установки температуры звезды. В 1915г. с использованием всех

технических средств, которыми располагала крупнейшая обсерватория того

времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачные фотографии спектра

Сириуса. Это привело к неожиданному открытию: температура спутника

составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким

образом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это

означало, что светимость единицы его поверхности также больше.

В самом деле, простой расчёт показывает, что каждый сантиметр этой звезды

излучает в четыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр

поверхности Солнца. Отсюда следует, что поверхность спутника должна быть в

300**4 раз меньше, чем поверхность Солнца, и Сириус В должен иметь диаметр

около 40 000 км. Однако масса этой звезды составляет 95% от массы Солнца.

Этот значит, что огромное количество вещества должно быть упаковано в

чрезвычайно малом объёме, иначе говоря, звезда должна быть плотной. В

результате несложных арифметических действий получаем, что плотность

спутника почти в 100 000 раз превышает плотность воды. Кубический

сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такого вещества

- около 50 т.

Такова история открытия первого белого карлика. Однако, возникает логичный

вопрос: каким образом вещество можно сжать так, чтобы один кубический

сантиметр его весил 100 кг?

2.1.3. Процесс превращения звезды в «белый карлик».

Когда в результате высокого давления вещество сжато до больших плотностей,

как в белых карликах, то вступает в действие другой тип давления, так

называемое «вырожденное давление». Оно появляется при сильнейшем сжатии

вещества в недрах звезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является

причиной вырожденного давления. Вследствие сильного сжатия атомы

оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки

начинают проникать одна в другую.

Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительного

времени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех

пор, пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей

электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой

непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном

сжатии электроны уже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся

относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в

результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако

электронов движется относительно решетки из более тяжелых ядер, так что

вещество белого карлика приобретает определенные физические свойства,

характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к

поверхности электронами, подобно тому, как тепло распространяется по

железному пруту, нагреваемому с одного конца.

Но электронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатия

электронов их скорость все больше возрастает, потому что, как мы знаем,

согласно фундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся

в одном элементе фазового объема, не могут иметь одинаковые энергии.

Следовательно, чтобы не занимать один и тот же элемент объема, они должны

двигаться с огромными скоростями. Наименьший размер допустимого объема

зависит от диапазона скоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже

скорость электронов, тем больше тот минимальный объем, который они могут

занимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший

объем. Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими

внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного

ансамбля электронов в целом остается низкой.

Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решетку

плотно упакованных тяжелых ядер, сквозь которую движется вырожденный

электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на

поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества

находится в обычном газообразном состоянии.

Зная физические характеристики белых карликов, мы можем сконструировать их

наглядную модель. Начнём с того, что 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 50 000 К у \\\"горячих\\\". Под

атмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в котором

содержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160

км, что составляет примерно 1% радиуса звезды. Слой этот может меняться со

временем, но диаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно

40 000 км. Как правило, белые карлики не уменьшаются в размерах после

того, как достигли этого состояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру,

нагретому до большой температуры; ядро может менять температуру, излучая

энергию, но его размеры остаются неизменными. Чем же определяется

окончательный диаметр белого карлика? Оказывается его массой. Чем больше

масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус

составляет 10 000 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.

Под верхним слоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть

температура почти постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет

несколько миллионов градусов - наиболее реальная цифра 6 млн. К.

Теперь, когда мы имеем некоторые представления о строении белого карлика,

возникает вопрос: почему он светится? Очевидно одно: термоядерные реакции

исключаются. Внутри белого карлика отсутствует водород, который

поддерживал бы этот механизм генерации энергии.

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.

Другие астрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё

довольно горяч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его

поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость

охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро. Когда недра

белого карлика достаточно остынут, они затвердеют.

Так или иначе, если принять, что возраст Вселенной превышает 10 млрд. лет,

красных карликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это,

астрономы предпринимают поиски красных карликов. Пока они безуспешны.

Массы белых карликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно

установить для компонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но лишь

немногие белые карлики входят в состав двойных звёзд. В трёх наиболее

хорошо изученных случаях массы белых карликов, измеренные, с точностью

свыше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли примерно половину её.

Теоретически предельная масса для полностью вырожденной не вращающейся

звезды должна быть в 1,2 раза больше массы Солнца. Однако если звёзды

вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, то вполне возможны

массы, в несколько раз превышающие солнечную.

Сила тяжести на поверхности белых карликов примерно в 60-70 раз больше,

чем на Солнце. Если человек весит на Земле 75 кг, то на Солнце он весил бы

2тонны, а на поверхности белого карлика его вес составлял бы 120-140 тонн.

С учётом того, что радиусы белых карликов мало отличаются и их массы почти

совпадают, можно заключить, что сила тяжести на поверхности любого белого

карлика приблизительно одна и та же. Во Вселенной много белых карликов.

Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение

фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их

количество превышает 1500. Астрономы полагают, что частота возникновения

белых карликов постоянна, по крайней мере, в течение последних 5 млрд.

лет. Возможно, белые карлики составляют наиболее многочисленный класс

объектов на небе. Удалось оценить пространственную плотность белых

карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно

находиться около 100 таких звёзд. Возникает вопрос: все ли звёзды

становятся белыми карликами в конце своего эволюционного пути? Если нет,

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5