Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Предоплата всего
Подписываем
Министерство образования и науки Российской Федерации
Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования
САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ СЕРВИСА И ЭКОНОМИКИ
ИНСТИТУТ РЕГИОНАЛЬНОЙ ЭКОНОМИКИ И УПРАВЛЕНИЯ
Специальность: 080200.62 Менеджмент
Реферат по дисциплине:
Концепция современного естествознания
Работа на тему:
Эволюция звёзд
Работу выполнила студентка
Кузнецова Е.С.
Работу проверил преподаватель
Рымкевич П.П.
2012
ОГЛАВЛЕНИЕ
1.Введение…………………………………………………………………………………….3
2. Глава I. «Рождение звезды»……………………………………………………………….4
3. Глава II. «Разновидности масс тел»…………………………………………………........5
4. Глава III. «Середина жизненного цикла звезды и её зрелость»…………………...........6
5. Глава IV. «Поздние годы и гибель звёзд»………………………………………………..7
6.Список литературы…………………………………………………………………………8
Введение
Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики. Звезда— небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. Звёзды представляют собой массивные светящиеся плазменные шары. Звездой так же является солнце. Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа.
Звёзды классифицируются :
1.По размерам и излучаемому спектру света. Бывают жёлтые, белые, красные, карлики, гиганты или сверхгиганты. Также существуют звёзды пульсары, то есть с пульсирующим излучением. Переменные - с изменчивым блеском.
2.По возрасту. Бывают новые звёзды, сверхновые новые, молодые, старые, античные. Классификация по возрасту считается очень запутанной. Например есть старые сверхновые звёзды или например молодые сверхновые. То есть, определяется период времени до смерти или приближения к старости. Также различают двойные звёзды и блуждающие.
3.По классам. Они обозначаются английскими заглавными буками. Например, А, О, К, F, М, G, В и так далее. Каждый класс имеет свои определённые характеристики.
4.По их химическому составу.
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными. Они рождаются, эволюционируют, умирают. Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы иметь возможность заметить их даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.
Для наблюдения используют телескопы для наблюдения за звездами, видеометры, камеры, фокальные планы, сейсмометры, прецизионную оптику (линзы, перископы), электронную аппаратуру для анализа материалов (уголь, цемент). Обнаружение взрывчатых и опасных веществ.
В последние годы были получены поразительные фотографии области неба, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947 г. В этом месте зафиксировали группу из трёх звездоподобных объектов. К 1954 г. Некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. Они распались на отдельные звёзды. Именно в это время люди впервые наблюдали рождение звезд.
Глава I. «Рождение звезды»
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке (звёздная колыбель). Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см3. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз. Пока облако свободно вращается вокруг центра галактики, ничего не происходит. Но из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс (распад облака под действием собственной силы тяготения) облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования.. Любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут зародить процесс образования звезды. По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов (безмассовая частица, которая способна существовать только двигаясь со скоростью света) уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления (разность давлений атмосферы на горизонтальной поверхности в направлении наибольшего падения давления) уравновешивает гравитационную силу, образуется ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция (процесс падения рассеянного в пространстве вещества на планету, звезду, черную дыру) продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.
Вышеописанные действия возможны только в случае, если молекулярное облако не вращается. По мере уменьшения размера облака растёт его скорость вращения, и в определенный момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоев зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. Формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды.
Последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.
Глава II. «Разновидности масс тел»
1.Молодые звёзды малой массы.
Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. Пока гидростатическое равновесие ещё не установлено, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. У звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим.
О том, какими характеристиками обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все представления об эволюции этих звёзд основываются только на численных расчётах и математическом моделировании. По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление электронного газа и при достижении определенного радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к ее понижению. Для звёзд меньше 0,0767масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к коричневым карликам; Они постоянно сжимаются, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций.
2.Молодые звёзды промежуточной массы.
Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) эволюционируют так же, как и звёзды малой массы, за тем исключением, что в них нет конвективных зон .
Объекты этого типа ассоциируются с звёздами ,у которых наблюдаются диски и биполярные джеты (узкие биполярные струи (длина иногда в 30 раз превосходит ширину), направлены от полюсов звезды). Они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного (объект, находящийся на стадии эволюции звёзд от коллапсирующего межзвёздного облака до появления в центре облака ядра, т. е. зародыша молодой звезды) облака. Это ядро сжимается и взаимодействует с остатками облака довольно сложным образом,
3. Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс.
Звезды с такой массой уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и достигли такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса гидростатического ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость очень велики. Масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем 100—200 масс Солнца.
Глава III. «Середина жизненного цикла звезды и её зрелость»
Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе.
Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.
Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.
Зрелость
По истичению определенного времени — от миллиона до десятков миллиардов лет, в зависимости от начальной массы — звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций. Без давления, возникавшего в ходе этих реакций, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе ее формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Возобновившееся на новом уровне термоядерное горение вещества становится причиной огромнейшего расширения звезды. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.
Глава IV. «Поздние годы и гибель звёзд»
Старые звёзды с малой массой.
Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.
Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется.
Звезды с массой менее 0,5 солнечной массы не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия. К таким звёздам относятся красные карлики. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.
Звёзды средних масс.
При достижении звездой с величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к расширению внешних слоёв звезды. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет.
Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности (изменение размера, температуры поверхности и выпуске энергии). Звезда теряет массу из-за сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик.
Список литературы.