Реферат - Звезды их свойства, особенности и состав - файл n1.doc

Реферат - Звезды их свойства, особенности и состав
скачать (340.4 kb.)
Доступные файлы (2):
n1.doc70kb.25.02.2009 18:20скачать
n2.doc349kb.27.04.2008 09:40скачать

n1.doc

Реферат

Звезды, их свойства, особенности и состав.

Подготовил:

ЗВЕЗДЫ, светящиеся газовые (плазменные) шары, подобные Солнцу. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационной неустойчивости. При достижении в недрах звезд высокой плотности и температуры (ок. 10-12 млн. К) начинаются термоядерные реакции синтеза элементов — основной источник энергии большинства звезд. Массы звезд (М) заключены в пределах от 0,04 до ~ 60 М¤, светимости (L) — от 0,5 до сотен тыс. L¤. Звезды классифицируют по светимости, массе, температуре поверхности, химическому составу, особенностям спектра. На определенных этапах звездной эволюции ряд звезд проходит через стадию нестационарности (см. Нестационарные звезды). В зависимости от массы звезды в конце эволюции становятся либо белыми карликами, либо нейтронными звездами, либо черными дырами.

ГРАВИТАЦИОННАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ, нарастание возмущений (малых отклонений от средних значений) плотности и скорости вещества в первоначально почти однородной среде под действием гравитационных сил. В результате гравитационной неустойчивости образуются сгустки вещества. Гравитационная неустойчивость рассматривается как причина образования многих типов астрономических объектов (скоплений галактик, галактик, звезд и др.).

СВЕТИМОСТЬ звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L¤ = 3,861026 Вт.

ЗВЕЗДНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ, изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд. Изучают звездную эволюцию на основе сопоставления физических характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Основные этапы звездной эволюции — образование протозвезды в результате гравитационной неустойчивости межзвездных газа и пыли, возникновение в центре сжимающейся звезды термоядерного источника энергии, превращение звезды в гиганта, а затем в белого карлика (для звезд солнечной массы), гравитационный коллапс массивных звезд (с образованием нейтронных звезд или черных дыр). Особыми путями звездная эволюция идет в тесных двойных звездных системах.

НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ, характеризуются нарушением равновесия внешних слоев, которое проявляется в выбросах вещества, в образовании вокруг звезд оболочек, в пульсации звезд. К нестационарным звездам относятся физические переменные звезды и звезды с оболочками, часто не имеющие больших изменений блеска, но показывающие изменения в спектрах. Все звезды в своем развитии проходят ряд стадий нестационарности.

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ, характеризуются переменным блеском. Различают затменные двойные звезды и пульсирующие переменные звезды (цефеиды) с периодическим изменением блеска, эруптивные звезды, пульсары и тесные двойные звезды (с перетеканием вещества от одного компонента к другому).

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ, компактные звездообразные остатки эволюции маломассивных звезд. Для этих объектов характерны массы, сравнимые с массой Солнца (2.1030 кг); радиусы, сравнимые с радиусом Земли (6400 км) и плотности порядка 106 г/см3. Название «белые карлики» связано с малыми размерами (по сравнению с типичными размерами звезд) и белым цветом первых открытых объектов данного типа, определяемым их высокой температурой.

Белые карлики вместе с нейтронными звездами и черными дырами звездных масс относятся к так называемым компактным объектам. Все они являются остатками эволюции звезд различных масс, но сами не являются звездами в строгом смысле этого слова, т. к. в их недрах не идут термоядерные реакции. Для описания природы всех этих объектов требуется «физика 20 века»: квантовая механика и теория относительности. Однако, если нейтронные звезды и черные дыры были предсказаны до своего открытия, то белые карлики были открыты в 19 в. и оставались необъясненными до начала 1930-х гг., когда были созданы основные квантово-механические законы.

Открытие двойных звезд

Первый белый карлик был открыт «на кончике пера» в 1844 Фридрихом Бесселем при изучении ярчайшей звезды ночного неба — Сириуса. Оказалось, что если начертить кривую движения Сириуса, то звезда будет периодически смещаться от своего среднего положения. Это легко объяснить, если предположить, что Сириус (будем называть его теперь Сириус А) входит в двойную систему. То есть существует звезда-соседка, называемая Сириус В, и два светила вращаются вокруг общего центра масс. Слабую звездочку Сириус В впервые непосредственно увидел в телескоп А. Кларк в 1862.

Двойных звезд довольно много: около половины всех звезд Галактики входят в число двойных систем. Поэтому в самом факте двойственности нет ничего удивительного. Удивительной оказалась звезда-соседка. При массе, сравнимой с солнечной, и достаточно высокой температуре (горячие звезды имеют белый цвет) Сириус В оказалась очень слабой звездочкой. Это означает, что ее размеры очень малы, а, следовательно, велика плотность. Если подставить типичные для белых карликов значения (масса порядка 1030 кг и размер порядка нескольких тысяч километров), то получится плотность порядка 106 г/см3. Это несравненно выше плотности окружающего нас вещества. Самый плотный металл на Земле имеет плотность менее 30 г/см3. Плотность вещества в центре Солнца около 100 г/см3. Можно было ожидать, что свойства сверхплотного вещества окажутся необычными.

Из чего состоят белые карлики

Вещество белых карликов действительно обладает интересными свойствами, ученые называют его вырожденным газом. Если частицы вещества (в данном случае наиболее важны электроны) расположены чрезвычайно близко друг к другу, то их взаимное квантово-механическое влияние начинает определять свойства вещества, а значит и звезды в целом. В частности, сила гравитации, стремящаяся сжать звезду, уравновешивается давлением вырожденного газа. В маленькую область пространства (ее размер определяется законами квантовой механики: длиной волны де Бройля рассматриваемых частиц) нельзя поместить более двух частиц с полуцелым спином, например электронов. Это проявляется в строении атомных орбиталей и определяет химические свойства элементов. Путем сжатия вещества можно достичь плотностей, когда расстояние между электронами становится порядка волны де Бройля для этих частиц, то есть плотностей, достаточных для проявления квантовых свойств вещества. В ходе эволюции звезд в их недрах создаются условия, необходимые для образования вырожденного газа электронов.

Эволюция

Белые карлики образуются на финальных стадиях эволюции маломассивных звезд (масса менее 8-10 масс Солнца) после исчерпания топлива для термоядерных реакций. Благодаря тому что количество звезд в Галактике возрастает с уменьшением массы звезд, белые карлики достаточно распространены. Они составляют до 10% всех звезд Галактики. Наше Солнце через несколько миллиардов лет после исчерпания водорода в ядре также превратится в белый карлик.

Эволюция одиночного белого карлика сводится к его постепенному охлаждению за счет излучения. При уменьшении температуры будет меняться и цвет — от белого к красному. Поэтому старые белые карлики уже не являются собственно белыми. Название всего класса объектов связано лишь с цветом первых открытых звезд этого типа (Сириус В, 40 Эридана В). Если же белый карлик входит в состав тесной двойной системы, где возможен перенос вещества на белый карлик со звезды-соседки, то возможно появление ряда любопытных объектов. Особый интерес представляют так называемые новые звезды, которые получили свое название благодаря резкому увеличению блеска, связанному с термоядерным взрывом вещества, перетекшего со звезды-соседки на поверхность белого карлика. При накоплении достаточно большого количества вещества, когда его масса превосходит критический предел (так называемый предел Чандрасекара), белый карлик взрывается как сверхновая звезда. После взрыва возможен полный разлет вещества или образование нейтронной звезды.

ЧЕРНЫŠĘЫРЫ, области пространства, в которых гравитационное притяжение настолько велико, что ни вещество, ни излучение не могут их покинуть. Черная дыра отделена от остального пространства «горизонтом событий» — поверхностью, на которой вторая космическая скорость равна скорости света. Поскольку в природе ничто не может двигаться с большей скоростью, никакой носитель информации не может выйти из-под горизонта событий (часто его называют «поверхностью черной дыры»). Поэтому внутренняя часть черной дыры причинно не связана с остальной Вселенной; происходящие «под поверхностью» черной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. В то же время, вещество и излучение, падающее снаружи на черную дыру, может свободно проникать через горизонт событий. Проще говоря, черная дыра все поглощает, но ничего не выпускает; это и стало причино ее такого названия, предложенного в 1968 американским физиком Джоном Арчибальдом Уилером.

Теоретически черная дыра может иметь любую массу ( M). При этом ее размер ( rg — «гравитационный радиус», т. е. радиус горизонта событий) определяется условием равенства на нем второй космической скорости и скорости света ( с): G M/ rg = c2, где G = 6,67·10-11 Н м2/кг2, гравитационная постоянная. Отсюда rg = 2G M/ c2. Например, для Солнца (M = 2·1030 кг) получаем rg= 3 км, а для Земли (M = 61024 кг) получаем rg=1 см. Заметим, что вблизи черной дыры напряженность гравитационного поля так велика, что все физические процессы там, вообще говоря, можно описывать только с помощью релятивистской теории тяготения — общей теории относительности Эйнштейна. Однако формулу для rg мы получили, используя классическую ньютоновскую физику, и по счастливой случайности она точно совпадает с результатом релятивистского расчета.

Создать черную дыру в условиях лаборатории, по-видимому, никогда не удастся: при любых разумных массах (даже в миллионы тонн!) ее размер должен быть меньше, чем у протона или нейтрона. Поэтому свойства черных дыр пока изучаются теоретически. Однако расчеты показывают, что некоторые звезды в конце своей жизни могут очень сильно сжиматься (коллапсировать) и превращаться в черные дыры. Поиск таких объектов ведется уже несколько десятилетий и сейчас можно с большой уверенностью указать несколько весьма вероятных кандидатов.

История черных дыр

В 1783 английский геолог и астроном Джон Мичелл (1724-1793) первым предположил, что в природе могут существовать столь массивные звезды, что даже луч света не способен покинуть их поверхность. Эту же идею высказал в своей книге «Система мира» (1796) французский математик и астроном Пьер Симон Лаплас. Простой расчет позволил записать ему следующие знаменитый слова: «Светящаяся звезда с плотностью равной плотности Земли и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца не дает ни одному световому лучу достичь нас из-за своего тяготения; поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми». Однако масса такой звезды должна была бы в десятки миллионов раз превосходить солнечную. А поскольку астрономические измерения показали, что массы реальных звезд не очень сильно отличаются от солнечной, идея Мичела и Лапласа о черных дырах оказалась забыта.

Во второй раз ученые «столкнулись» с черными дырами в 1916, когда немецкий астроном Карл Шварцшильд получил первое точное решение уравнений только-что созданной тогда Эйнштейном теории гравитации. Оказалось, что пустое пространство вокруг массивной точки обладает особенностью на расстоянии rg от нее; кстати, поэтому величину rg часто называют «шварцшильдовским радиусом», а соответствующую поверхность (горизонт событий) – шварцшильдовской поверхностью. В следующие полвека усилиями теоретиков были выяснены многие удивительные особенности решения Шварцшильда, но как реальный объект исследования черные дыры еще не рассматривались.

Правда, в 1930-е годы, после создания квантовой механики и открытия нейтрона, физики исследовали возможность формирования компактных объектов — белых карликов и нейтронных звезд — как продуктов эволюции нормальных звезд. Оказалось, что такие объекты действительно могут рождаться и быть устойчивыми, но лишь при умеренной начальной массе звезды. В 1939 американские физики Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер обосновали вывод, что ядро массивной звезды должно безостановочно коллапсировать в предельно малый объект, свойства пространства вокруг которого (если он не вращается) описываются решением Шварцшильда. Но поскольку такой, как говорили тогда, «коллапсар» или «застывшая звезда» не излучает электромагнитных волн, астрономы понимали, что обнаружить ее в космосе невероятно трудно и поэтому долго не приступали к поиску.

Поиск черных дыр

Учитывая важнейшие свойства черных дыр — массивность, компактность и невидимость, — астрономы постепенно выработали стратегию их поиска. Проще всего обнаружить черную дыру по ее гравитационному взаимодействию с окружающим веществом, например, с близкими звездами. Попытки обнаружить невидимых массивных спутников в двойных звездах не увенчались успехом. Но после запуска на орбиту рентгеновских телескопов выяснилось, что черные дыры весьма активно проявляют себя в тесных двойных системах, где они отбирают вещество у соседней звезды и поглощают его, нагревая при этом до температуры в миллионы градусов и делая на короткое время источником рентгеновского излучения.

Поскольку в двойной системе черная дыра в паре с нормальной звездой обращается вокруг общего центра массы, астрономам удается, измеряя скорость звезды, определить массу ее невидимого компаньона и доказать, что это действительно черная дыра. Теория эволюции звезд показывает, что если масса сжимающегося ядра звезды превосходит 3M, то ничто не может остановить его коллапс и превращение в черную дыру. Астрономы выявили уже более дюжины двойных систем, где масса невидимого компаньона превосходит 3M, и заметили у них проявления активности вещества, падающего в черную дыру, например, очень быстрые колебания блеска, характерные для горячего газа, стремительно вращающегося вокруг компактного объекта. Особенно перспективной считают рентгеновскую двойную звезду V404 Лебедя, масса невидимого компонента которой оценивается не менее, чем в 6M. Другие кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах Лебедь X-1, LMC X-3, V616 Единорога, QZ Лисички, а также в рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. Почти все они расположены в пределах нашей Галактики, а система LMC X-3 находится в близкой к нам галактике Большое Магелланово Облако.

Другим направлением поиска черных дыр служит изучение ядер галактик. В них скапливаются и уплотняются огромные массы вещества, сталкиваются и сливаются звезды, поэтому там могут формироваться сверхмассивные черные дыры, превосходящие по массе Солнце в миллионы раз. Они притягивают к себе окружающие звезды, создавая в центре галактики пик яркости. Они разрушают близко подлетающие к ним звезды, вещество которых образует вокруг черной дыры аккреционный диск и частично выбрасывается вдоль оси диска в виде быстрых струй и потоков частиц. Это не умозрительная теория, а процессы, реально наблюдаемые в ядрах некоторых галактик и указывающие на присутствие в них черных дыр с массами до 100 млн M. Получены также довольно убедительные доказательства того, что и в центре нашей Галактики есть черная дыра с массой около 2 млн M.

Вполне вероятно, что самые мощные процессы энерговыделения во Вселенной происходят с участием черных дыр. Именно они считаются источником активности в ядрах квазаров — молодых массивных галактик. Именно их рождение, как полагают астрофизики, знаменуется самыми мощными взрывами во Вселенной, проявляющимися как гамма-всплески.

Свойства черных дыр

Сейчас одно из важнейших направлений физики — исследование черных дыр, поскольку вблизи них проявляются скрытые свойства гравитации. Для поведения вещества и излучения в слабых гравитационных полях различные теории тяготения дают почти неразличимые прогнозы; однако в сильных полях, характерных для черных дыр, предсказания различных теорий существенно расходятся, что дает ключ к выявлению лучшей среди них. В рамках наиболее популярной сейчас теории гравитации Эйнштейна свойства черных дыр изучены весьма подробно. Наиболее любопытные особенности черных дыр таковы:

1) Вблизи черной дыры время течет медленнее, чем вдали от нее. Если удаленный наблюдатель бросит в сторону черной дыры зажженный фонарь, то увидит, как фонарь будет падать все быстрее и быстрее, но затем, приближаясь к поверхности Шварцшильда, он начнет замедляться, а его свет будет тускнеть и краснеть (поскольку замедлится темп колебания всех его атомов и молекул). С точки зрения далекого наблюдателя, фонарь практически остановится и станет невидим, так и не сумев пересечь поверхность черной дыры. Но если бы наблюдатель сам прыгнул вместе с фонарем, то он за короткое время пересек бы поверхность Шварцшильда и упал к центру черной дыры, будучи при этом, к сожалению, разорван ее мощными приливными силами.

2) Каким бы сложным не было исходное тело, после его сжатия в черную дыру внешний наблюдатель может определить только три его параметра: массу, момент импульса и электрический заряд. Все остальные особенности тела (форма, распределение плотности, химический состав и пр.) в ходе коллапса «стираются». Например, если сжималось незаряженное и невращающееся тело, то в результате получится шварцшильдовская (сферически симметричная) черная дыра, а все исходные неровности тела излучатся при коллапсе в форме гравитационных волн.

3) Если исходное тело вращалось, то вокруг черной дыры сохраняется «вихревое» гравитационное поле, увлекающее все соседние тела во вращательное движение вокруг нее. Поле тяготения вращающейся черной дыры называют полем Керра (который первым нашел решение соответствующих уравнений).

4) Все вещество внутри черной дыры непременно падает к ее центру и образует сингулярность с бесконечно большой плотностью. Английский физик Стивен Хокинг определяет сингулярность как «место, где разрушается классическая концепция пространства и времени так же, как и все известные законы физики, поскольку все они формулируются на основе классического пространства-времени».

5) Хотя черная дыра «все съедает и ничего не отпускает», тем не менее возможен обмен энергией между ней и внешним пространством, например, пролетающие вблизи нее частицы или кванты могут уносить энергию ее вращения. Кроме этого С. Хокинг открыл возможность очень медленного самопроизвольного квантового «испарения» черных дыр, который, вообще говоря, может приводить к их полному исчезновению.

ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС, катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звезд с массой свыше двух солнечных масс. После исчерпания в таких звездах ядерного горючего они теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационный коллапс, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Однако если радиус звезды уменьшился до значения гравитационного радиуса, то никакие силы не могут воспрепятствовать ее дальнейшему сжатию и превращению в черную дыру.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ, внезапно вспыхивающие звезды, мощность излучения которых во время вспышки (от 1040 эрг/с и выше) во много тысяч раз превосходит мощность вспышки новой звезды. К взрыву сверхновых звезд приводит гравитационный коллапс. При взрыве центральная часть становится нейтронной звездой (пульсаром), а вещество внешних слоев выбрасывается со скоростью в несколько тысяч км/с и образует волокнистую туманность (см. Крабовидная туманность). Сверхновые звезды — источники космических лучей.

ПУЛЬСАРЫ (англ. pulsars, сокр. от Pulsating Sources of Radioemission — пульсирующие источники радиоизлучения), космические источники импульсного электромагнитного излучения, открытые в 1967 группой Э. Хьюиша (Великобритания). Импульсы пульсаров повторяются с периодом от тысячных долей секунды до секунд с высокой точностью. Большинство пульсаров излучает в радиодиапазоне от метровых до сантиметровых волн. Пульсары в Крабовидной туманности и ряд других излучают также в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Радио- пульсары отождествляются с быстровращающимися нейтронными звездами, у которых имеется активная область, генерирующая излучение в узком конусе. Этот конус бывает направлен в сторону наблюдателя через промежутки времени, равные периоду вращения звезды. Энергия излучения черпается из энергии вращения звезды, поэтому ее период вращения (период пульсара) постепенно возрастает. Кроме радио- пульсаров открыты т. н. пульсары, наблюдающиеся только в рентгеновском или гамма-диапазонах; они имеют периоды от нескольких до сотен секунд и входят в тесные двойные звездные системы. Источник энергии их излучения, согласно современным представлениям, — гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции на нейтронную звезду или черную дыру вещества, перетекающего от соседней нормальной звезды.

СИРИУС ( Большого Пса), звезда — 1,5 звездной величины, самая яркая на небе. Сириус — двойная звезда, ее компонент Сириус Большой — первый обнаруженный белый карлик.

ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ, две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. По методам наблюдений выделяют визуально-двойные звезды, двойственность которых может быть видна в телескоп, спектрально-двойные звезды, выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий, и затменно-двойные звезды, изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды. Для двойной звезды можно определить некоторые характеристики орбит, массы и плотности звезд.

НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ, класс звезд, светимость которых внезапно возрастает в 103 — 106 раз, а затем медленно возвращается к исходному уровню. При этом происходит расширение звезды и сброс ее внешней оболочки, а в спектре новой звезды наблюдаются широкие эмиссионные линии. Вспышки типичных новых звезд повторяются, по-видимому, через несколько тысяч лет. Все новые звезды входят в состав тесных двойных звезд.

КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ, остаток вспышки сверхновой звезды, вспыхнувшей в Галактике и наблюдавшейся в 1054 году в созвездии Тельца. Название туманности связано с ее формой, напоминающей клешню краба; образовалась из рассеявшихся в пространстве внешних слоев звезды. В центре крабовидной туманности находится пульсар, в который превратилась вспыхнувшая звезда. Крабовидная туманность — мощный источник электромагнитного синхротронного излучения от радио- до гамма-диапазона.

Учебный материал
© bib.convdocs.org
При копировании укажите ссылку.
обратиться к администрации