Реферат: Эволюция звезд

План

Введение

1. Понятие эволюциизвезд

2. Образованиезвезд, стадия гравитационного сжатия

3. Эволюция наоснове ядерных реакций

4. Конечные стадииэволюции

Заключение

Список литературы


Введение

Подавляющее большинствозвезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно.В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянииравновесия — обстоятельство, которым мы широко пользовались для выясненияприроды звездных недр. Но медленность изменений — это еще не означаетотсутствие их. Все дело в срокахэволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной.

Проблема эволюции звезд,несомненно, принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. Посуществу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умираютзвезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решаетсяцелеустремленными исследованиями представителей разных отраслейастрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзясразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще этапроблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно неподдавалась решению.

Постепенно вопрос о путяхэволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки отрешения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежитастрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и преждевсего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе. />

Цель контрольной работы –рассмотреть эволюцию звезд.


1. Понятиеэволюции звезды

Эволюция звезд — изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического составазвезд со временем. Важнейшие задачи теории эволюции звезд — объяснениеобразования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследованиегенетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний.

Поскольку в известной намчасти Вселенной около 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездахили прошло стадию звезд, объяснение эволюции звезд является одной из наиболееважных проблем астрофизики.

Звезда в стационарномсостоянии — это газовый шар, который находится в гидростатическом и тепловомравновесии (т.е. действие сил тяготения уравновешено внутренним давлением, апотери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся в недрахзвезды. «Рождение» звезды — это образование гидростатическиравновесного объекта, излучение которого поддерживаются за счет собственныхисточников энергии. «Смерть» звезды — необратимое нарушениеравновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Для понимания эволюциизвезд принципиальное значение имеет вопрос об источниках их энергии. Потериэнергии на излучение с поверхности могут восполняться за счет охлаждения недр,выделения гравитационной потенциальной энергии при сжатии и ядерных реакций.Охлаждение и гравитационное сжатие способны, например, поддерживать светимостьСолнца (масса />г, светимость />эрг/с) в течение ~ 107 лет, звездыс массой 30/>и /> — в течение~ 105 лет, а ядерные реакции соответственно ~ 1010 и ~ 106лет. Геологические данные свидетельствуют о том, что светимость Солнца былапрактически неизменной в течение ~ 109 лет. Отсюда следует, что основнымисточником энергии могут быть только ядерные реакции.

Выделение гравитационнойэнергии может играть определяющую роль лишь тогда, когда температура недрзвезды недостаточна для того, чтобы ядерное энерговыделение моглокомпенсировать потери энергии, и звезда в целом или ее часть должна сжиматьсядля поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится важнымлишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Таким образом, эволюцию звездможно представить как последовательную смену источников энергии звезд.

Характерное время эволюциизвезд слишком велико для того, чтобы можно было всю эволюцию проследитьнепосредственно. Поэтому основным методом исследования эволюции звезд являетсяпостроение последовательностей моделей звезд, описывающих изменения внутреннегостроения и хим. состава звезд со временем. Эволюционные последовательности затемсопоставляются с результатами наблюдений, напр., с Герцшпрунга-Ресселладиаграммой (Г.-Р.д.), суммирующей наблюдения большого числа звезд, находящихсяна разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Г.-Р.д. длязвездных скоплений, поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальныйхим. состав и образовались практически одновременно. По Г.-Р.д. скопленийразличного возраста удалось установить направление эволюции звезд. Детальноэволюционные последовательности рассчитываются путем численного решения системыдифференциальных уравнений, описывающих распределение массы, плотности,температуры и светимости по звезде, к которым добавляются уравнение состояния,законы энерговыделения и непрозрачности звездного вещества и уравнения,описывающие изменение химического состава звезды со временем.

Ход эволюции звездызависит в основном от ее массы и исходного химического состава. Определенную,но не принципиальную роль могут играть вращение звезды и ее магнитное поле,однако роль этих факторов в эволюции звезд еще недостаточно исследована. Химическийсостав звезды зависит от времени, когда она образовалась, и от ее положения вГалактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались извещества, состав которого определялся космологическими условиями. По-видимому,в нем было примерно 70% по массе водорода, 30% гелия и ничтожная примесьдейтерия и лития. В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелыеэлементы (следующие за гелием), которые были выброшены в межзвездноепространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд.Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего до3-4% (по массе) тяжелых элементов.

Наиболее непосредственнымуказанием на то, что звездообразование в Галактике происходит и в настоящеевремя, является существование массивных ярких звезд спектральных классов O и B,время жизни которых не может превосходить ~ 107 лет. Скоростьзвездообразования в современную эпоху оценивается в 5 в год. />

2.Образование звезд, стадия гравитационного сжатия

Согласно наиболеераспространенной точке зрения, звезды образуются в результате гравитационнойконденсации вещества межзвездной среды. Необходимое для этого разделениемежзвездной среды на две фазы — плотные холодные облака и разреженную среду сболее высокой температурой — может происходить под воздействием тепловойнеустойчивости Рэлея-Тейлора в межзвездном магнитном поле. Газово-пылевыекомплексы с массой />, характерным размером (10-100) пк иконцентрацией частиц n~102 см-3. действительнонаблюдаются благодаря излучению ими радиоволн. Сжатие (коллапс) таких облаковтребует определенных условий: гравитационная энергия связи частиц облака должнапревосходить сумму энергии теплового движения частиц, энергии вращения облакакак целого и магнитной энергии облака (критерий Джинса). Если учитываетсятолько энергия теплового движения, то с точностью до множителя порядка единицыкритерий Джинса записывается в виде: />,где /> — масса облака, T — температура газа в К, n — числочастиц в 1 см3. При типичных для современных межзвездных облаковтемпературах />К могутсколлапсировать лишь облака с массой, не меньшей />.Критерий Джинса указывает, что для образования звезд реально наблюдаемогоспектра масс концентрация частиц в коллапсирующих облаках должна достигать (103-106)см-3, т.е. в 10-1000 раз превышать наблюдаемую в типичных облаках.Однако такие концентрации частиц могут достигаться в недрах облаков, уженачавших коллапс. Отсюда следует, что звездообразование происходит путемпоследовательной, осуществляющейся в несколько этапов, фрагментации массивныхоблаков. В этой картине естественно объясняется рождение звезд группами — скоплениями. При этом все еще неясными остаются вопросы, относящиеся ктепловому балансу в облаке, полю скоростей в нем, механизму, определяющемуспектр масс фрагментов.

Коллапсирующие объектызвездной массы называются протозвездами. Коллапс сферически-симметричнойневращающейся протозвезды без магнитного поля включает несколько этапов. Вначальный момент времени облако однородно и изотермично. Оно прозрачно длясобств. излучения, поэтому коллапс идет с объемными потерями энергии, главнымобразом за счет теплового излучения пыли, которой передают свою кинетическуюэнергию частицы газа. В однородном облаке нет градиента давления и сжатиеначинается в режиме свободного падения с характерным временем />, где G — гравитационная постоянная, />-плотность облака. С началом сжатия возникает волна разрежения, перемещающаяся кцентру со скоростью звука, а т.к. коллапс происходит быстрее там, где плотностьвыше, протозвезда разделяется на компактное ядро и протяженную оболочку, в которойвещество распределяется по закону />. Когдаконцентрация частиц в ядре достигает ~ 1011 см-3 оностановится непрозрачным для ИК-излучения пылинок. Выделяющаяся в ядре энергиямедленно просачивается к поверхности благодаря лучистой теплопроводности. Температураначинает повышаться почти адиабатически, это приводит к росту давления, и ядроприходит в состояние гидростатического равновесия. Оболочка продолжает падатьна ядро, и на его периферии возникает ударная волна. Параметры ядра в это времяслабо зависят от общей массы протозвезды: />

По мере увеличения массыядра за счет аккреции, его температура изменяется практически адиабатически,пока не достигнет />2000 К, когданачинается диссоциация молекул H2. В результате расхода энергии надиссоциацию, а не на увеличение кинетической энергии частиц, значениепоказателя адиабаты /> становится меньше4/3, изменения давления не способны компенсировать силы тяготения и ядроповторно коллапсирует. Образуется новое ядро с параметрами />,окруженное ударным фронтом, на которое аккрецируют остатки первого ядра.Подобная же перестройка ядра происходит при ионизации водорода.

Дальнейший рост ядра засчет вещества оболочки продолжается до тех пор, пока все вещество упадет назвезду либо рассеется под действием давления излучения или звездного ветра,если ядро достаточно массивно. У протозвезд с />характерное время аккрециивещества оболочки ta >tкн, поэтому их светимостьопределяется энерговыделением сжимающихся ядер.

Звезда, состоящая из ядраи оболочки, наблюдается как ИК-источник из-за переработки излучения в оболочке(пыль оболочки, поглощая фотоны УФ-излучения ядра, излучает в ИК-диапазоне).Когда оболочка становится оптически тонкой, протозвезда начинает наблюдатьсякак обычный объект звездной природы. У наиболее массивных звезд оболочкисохраняются до начала термоядерного горения водорода в центре звезды. Давлениеизлучения ограничивает массу звезд величиной, вероятно, />. Если даже и образуются болеемассивные звезды, то они оказываются пульсационно-неустойчивыми и могутпотерять значительную часть массы на стадии горения водорода в ядре.Продолжительность стадии коллапса и рассеяния протозвездной оболочки того жепорядка, что и время свободного падения для родительского облака, т.е. 105-106лет. Освещенные ядром сгустки темного вещества остатков оболочки, ускоренныезвездным ветром, отождествляются с объектами Хербига-Аро (звездообразнымисгущениями, имеющими эмиссионный спектр). Звезды малых масс, когда онистановятся видимыми, находятся в области Г.-Р.д., занимаемой звездами типа ТТельца (карликовыми вспыхивающими звездами), более массивные — в области, гденаходятся эмиссионные звезды Хербига (неправильные переменные звезды раннихспектральных классов с эмиссионными линиями в спектрах).

Эволюционные треки ядерпротозвезд с постоянной массой на стадии гидростатического сжатия показаны нарис. 1. У звезд малых масс в момент, когда устанавливается гидростатическоеравновесие, условия в ядрах таковы, что энергия в них переносится конвекцией.Расчеты показывают, что температура поверхности полностью конвективной звездыпочти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается, т.к. она продолжаетсжиматься. При неизменной температуре поверхности и уменьшающемся радиусесветимость звезды должна падать и на Г.-Р.д. этой стадии эволюции соответствуютвертикальные участки треков.

По мере продолжениясжатия температура в недрах звезды повышается, вещество становится болеепрозрачным, и у звезд с />возникают лучистые ядра, нооболочки остаются конвективными. Менее массивные звезды остаются полностьюконвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере.Чем массивнее звезда и чем выше ее эффективная температура, тем больше у неелучистое ядро (в звездах с />лучистое ядро возникает сразу).В конце концов, практически вся звезда (за исключением поверхностнойконвективной зоны у звезд с массой />) переходит в состояниелучистого равновесия, при котором вся выделяющаяся в ядре энергия переноситсяизлучением. />


3.Эволюция на основе ядерных реакций

При температуре в ядрах ~106 К начинаются первые ядерные реакции — выгорают дейтерий, литий,бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгораниепрактически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается, когда температура вцентре звезды достигает ~ 106 К и загорается водород, т.к. энергии,выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсациипотерь на излучение. Однородные звезды, в ядрах которых горит водород, образуютна Г.-Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звездыдостигают НГП быстрее звезд малой массы, т.к. у них скорость потерь энергии наединицу массы, а следовательно, и темп эволюции выше, чем у маломассивныхзвезд. С момента выхода на НГП эволюция звезд происходит на основе ядерногогорения. Ядерное горение может происходить до образования элементов группыжелеза, у которых наибольшая среди всех ядер энергия связи. Эволюционные трекизвезд на Г.-Р.д. изображены на рис. 2. Эволюция центральных значений температурыи плотности звезд показана на рис. 3. При />К основнымисточником энергии является реакция водородного цикла, при бОльших T — реакцииуглерод-азотного (CNO) цикла. Побочным эффектом CNO-цикла является установлениеравновесных концентраций нуклидов 14N, 12C, 13C — соответственно />95%, />4%и 1% по массе. Преобладание азота в слоях, где происходило горение водорода,подтверждается результатами наблюдений Вольфа-Райе звезд, у которых эти слоиоказываются на поверхности в результате потери внеш. слоев. У звезд, в центрекоторых реализуется CNO-цикл (/>), возникает конвективное ядро.Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от температуры: />. Поток же лучистой энергии ~ T4,следовательно, он не может перенести всю выделяющуюся энергию, и должнавозникнуть конвекция, более эффективная, чем лучистый перенос. У наиболеемассивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд. Значениеконвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючееравномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективногогорения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгораетлишь в малой окрестности центра, где температура достаточно высока. Времявыгорания водорода заключено в пределах от ~ 1010 лет для />до />летдля />. Время всех последующихстадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтомузвезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область — главную последовательность (ГП). У звезд с /> температура в центре никогдане достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченносжимаются, превращаясь в «черные» карлики. Выгорание водорода приводит к увеличению ср. молекулярной массы вещества ядра, и поэтому дляподдержания гидростатического равновесия давление в центре должно возрастать,что влечет за собой увеличение температуры в центре и градиента температуры позвезде, а следовательно, и светимости. К увеличению светимости приводит также иуменьшение непрозрачности вещества с ростом температуры. Ядро сжимается дляподдержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода,а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии отядра. На Г.-Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачностиприводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивныых.Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП. Времяжизни на ГП составляет для звезд с /> около 10 млн. лет, с /> около 70 млн. лет, а с /> около 10 млрд. лет.

Когда содержание водородав ядре уменьшается до />1%, расширениеоболочек звезд с />сменяется общим сжатием звезды,необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагревводорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру, до температуры его термоядерногогорения, и возникает слоевой источник энерговыделения. У звезд с массой />, у которых /> в меньшейстепени зависит от температуры и область энерговыделения не столь сильноконцентрируется к центру, стадия общего сжатия отсутствует.

Эволюция звезд послевыгорания водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором, влияющим на ходэволюции звезд с массой />, является вырождение газаэлектронов при больших плотностях. В вырожденном газе из-за большой плотностичисло квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули иэлектроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией, значительнопревышающей энергию их теплового движения. Важнейшая особенность вырожденногогаза состоит в том, что его давление p зависит лишь от плотности: />для нерелятивистского вырождения и />длярелятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходитдавление ионов. Отсюда следует принципиальный для эволюции звезд вывод:поскольку сила тяготения, действующая на единичный объем релятивистскивырожденного газа, />, зависитот плотности так же, как и градиент давления />, должнасуществовать предельная масса />, такая, чтопри />давление электронов не можетпротиводействовать тяготению и начинается сжатие. Предельная масса />.Граница области, в которой газ электронов вырожден, показана на рис. 3. Узвезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образованиягелиевых ядер.

Второй фактор,определяющий эволюцию звезд на поздних стадиях, — это нейтринные потериэнергии. В звездных недрах при T ~108 К основную роль в рождении нейтриноиграют: фотонейтринный процесс />, распад квантов плазменных колебаний(плазмонов) на пары нейтрино-антинейтрино (/>),аннигиляция пар электрон-позитрон (/>) и урка-процессы. Важнейшая особенностьнейтрино состоит в том, что вещество звезды для них практически прозрачно инейтрино беспрепятственно уносят энергию из звезды.

Гелиевое ядро, в которомеще не возникли условия для горения гелия, сжимается. Температура в слоевомисточнике, прилегающем к ядру, увеличивается, скорость горения водородавозрастает. Необходимость переноса возросшего потока энергии приводит красширению оболочки, на что тратится часть энергии. Поскольку светимость звездыне изменяется, температура ее поверхности падает, и на Г.-Р.д. звездаперемещается в область, занимаемую красными гигантамию Время перестройки звездына два порядка меньше времени выгорания водорода в ядре, поэтому между полосойГП и областью красных сверхгигантов мало звезд. С уменьшением температурыоболочки возрастает ее прозрачность, вследствие этого появляется внеш.конвективная зона и возрастает светимость звезды.

Отвод энергии из ядрапосредством теплопроводности вырожденных электронов и нейтринных потерь у звездс />оттягивает момент загораниягелия. Температура начинает заметно расти лишь тогда, когда ядро становитсяпочти изотермичным. Горение 4He определяет эволюцию звезд с момента,когда энерговыделение превышает потери энергии путем теплопроводности иизлучения нейтрино. Это же условие относится к горению всех последующих видомядерного топлива.

Примечательнаяособенность звездных ядер из вырожденного газа, охлаждаемых нейтрино, — это«конвергенция» — сближение треков, которые характеризуют соотношениеплотности />и температуры Tc в центре звезды (рис. 3). Скоростьэнерговыделения при сжатии ядра определяется скоростью присоединения вещества кнему через слоевой источник, которая зависит только от массы ядра при данномвиде топлива. В ядре должен поддерживаться баланс притока и оттока энергии,поэтому в ядрах звезд устанавливается одинаковое распределение температуры иплотности. К моменту загорания 4He масса ядра />в зависимости отсодержания тяжелых элементов. В ядрах из вырожденного газа загорание 4Heимеет характер теплового взрыва, т.к. энергия, выделяющаяся при горении, идетна увеличение энергии теплового движения электронов, но давление с ростом температурыпочти не изменяется до тех пор, пока тепловая энергия электронов не сравняетсяс энергией вырожденного газа электронов. Тогда вырождение снимается и ядробыстро расширяется — происходит гелиевая вспышка. Гелиевые вспышки, вероятно,сопровождаются потерей звездного вещества. У шаровых звездных скоплений, гдемассивные звезды уже давно закончили эволюцию и красные гиганты имеют массы />, звезды на стадии горения гелиянаходятся на горизонтальной ветви Г.-Р.д.

В гелиевых ядрах звезд с />газ не вырожден, 4Heзагорается спокойно, но ядра также расширяются из-за возрастания Tc.У наиболее массивных звезд загорание 4He происходит еще тогда, когдаони являются голубыми сверхгигантами. Расширение ядра ведет к уменьшению />T вобласти водородного слоевого источника, и светимость звезды после гелиевойвспышки падает. Для поддержания теплового равновесия оболочка сжимается, извезда уходит из области красных сверхгигантов. Когда 4He в ядре истощается,снова начинается сжатие ядра и расширение оболочки, звезда опять становитсякрасным сверхгигантом. Образуется слоевой источник горения 4He, которыйдоминирует в энерговыделении. Снова возникает внеш. конвективная зона. По меревыгорания гелия и водорода толщина слоевых источников уменьшается. Тонкий слойгорения гелия оказывается термически неустойчивым, т.к. при очень сильнойчувствительности энерговыделения к температуре (/>)теплопроводность вещества недостаточна для того, чтобы погасить тепловыевозмущения в слое горения. При тепловых вспышках в слое возникает конвекция.Если она проникает в слои, богатые водородом, то в результате медленногопроцесса нейтронного захвата (s-процесса) синтезируются элементы с атомнымимассами />от 22Ne до 209B.

Давление излучения напыль и молекулы, образующиеся в холодных протяженных оболочках красныхсверхгигантов, приводит к непрерывной потере вещества со скоростью до />в год. Непрерывная потеря массыможет дополняться потерями, обусловленными неустойчивостью слоевого горения илипульсациями, что может привести к выбросу одной или нескольких оболочек. Когдаколичество вещества над углеродно-кислородным ядром становится меньшим некоторогопредела, оболочка для поддержания температуры в слоях горения вынужденасжиматься до тех пор, пока сжатие способно поддерживать горение; звезда наГ.-Р.д. смещается почти горизонтально влево. На этом этапе неустойчивость слоевгорения также может приводить к расширению оболочки и потере вещества. Показвезда достаточно горяча, она наблюдается как ядро планетарной туманности содной или несколькими оболочками. Когда слоевые источники смещаются кповерхности звезды настолько, что температура в них становится ниже необходимойдля ядерного горения, звезда охлаждается, превращаясь в белый карлик с />, излучающий за счет расходатепловой энергии ионного компонента его вещества. Характерное время охлаждениябелых карликов ~ 109 лет. Нижняя граница масс одиночных звезд,превращающихся в белые карлики, неясна, она оценивается в 3-6 />. У звезд с />электронный газ вырождается настадии роста углеродно-кислородных (C,O-) ядер звезд. Как и в гелиевых ядрахзвезд, из-за нейтринных потерь энергии происходит «конвергенция»условий в центре и к моменту загорания углерода в C,O-ядре />.Загорание 12C при таких условиях, скорее всего, имеет характервзрыва и приводит к полному разрушению звезды. Полного разрушения может непроизойти, если />. Такая плотность достижима, когдаскорость роста ядра определяется аккрецией вещества спутника в тесной двойнойсистеме. />


4.Конечные стадии эволюции

У звезд с />могут, в принципе, вцентральной области последовательно выгореть кислород, неон, магний, сера,кремний и образоваться ядро, состоящее из элементов группы железа — от Sc доNi. Условия в центре звезды при этом таковы, что загорание каждого очередногоэлемента происходит, когда масса ядра звезды, состоящего из этого элемента,близка к />. Звезда приобретает структуру, подобную«луковице»: «железное» ядро окружено многочисленными слоямииз продуктов ядерного горения на предыдущих стадиях. После образования«железного» ядра, а в некоторых случаях и раньше, происходит гравитационныйколлапс — потеря звездой гидродинамической устойчивости, когда показательадиабаты />становится меньше 4/3, т.к. при этом увеличение давления,обусловленное ростом плотности, не способно остановить сжатие. Причинамипонижения />могут быть: захват электронов ядрами 20O и 24Mgв O-Ne-Mg-ядре звезд с массой 8-12 />,фотодиссоциация (с большой затратой энергии) ядер железа 56Fe=13 4He+ 4n у звезд с />, рождение пар e++e-в C,O-ядрах звезд с />. В последнем случае в ходеколлапса происходит детонация кислорода, которая приводит к полному разлетувещества звезды. В результате коллапса достигаются плотности />, при которых энергетически выгодна нейтронизациявещества. Для вырожденного газа нейтронов />и его давлениеможет противостоять тяготению, если />. В этом случае образуется нейтроннаязвезда. При />коллапс неограничен и звездапревращается в черную дыру. При остановке коллапса у границы нейтронной звездывозникает ударная волна, которая, распространяясь наружу, вызывает сбрособолочки.

Целый комплекс процессов,сопровождающих термоядерные взрывы в ядрах и гравитационный коллапс, еще не доконца ясен и требует дальнейшего изучения. Это — кинетика ядерных реакций идогорание остатков ядерного топлива, которое в принципе может остановитьколлапс, перенос энергии, нейтринные процессы, роль магнитных процессов ивращения, механизмы передачи энергии от ядра к оболочке. Тем не менее, можноутверждать, что явления, сопровождающие взрывное горение 12C и гравитационный коллапс массивных звезд, при которых выделяется энергия ~ 1051эрг в виде излучения и кинетической энергии сброшенной оболочки и ~ (1053-1054)эрг в виде нейтрино и антинейтрино, удовлетворительно объясняют наблюдаемыевспышки сверхновых II типа. Продукты взрыва — молодые нейтронные звезды,излучающие за счет кинетической энергии вращения, в течение первых 105-106лет своего существования наблюдаются как пульсары. Статистические оценкичисленности пульсаров указывают на то, что в них превращаются все звезды с />, это грубо согласуется спредсказаниями теории и с наблюдаемым числом сверхновых звезд.

Причина вспышексверхновых I типа, которые происходят в звездных системах, где в настоящеевремя заканчивают эволюцию старые объекты с />, все еще до конца не ясна.

При взрывах сверхновыхпроисходит синтез тяжелых элементов, которые затем выбрасываются в межзвездноепространство вместе с элементами, синтезированными в ходе предшествующейэволюции. Это определяет важнейшее космологическое значение сверхновых звезд.

В ходе эволюции воболочке звезды могут возникнуть условия, при которых зона частичной двукратнойионизации гелия способна при сжатии звезды поглощать энергию (она идет наионизацию), а при расширении — высвобождать ее, поддерживая пульсации. Границыобласти, в которой действует этот механизм, определяют на Г.-Р.д. полосунестабильности (рис. 2), в которую попадают многие типы пульсирующих звезд:цефеиды, звезды типа />Щита, RR Лиры и др.Аналогичным образом зона неполной ионизации водорода может, вероятно,поддерживать неустойчивость долгопериодических переменных типа Миры Кита.


Заключение

Эволюция звезд — изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического составазвезд со временем.

Современная теорияэволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд и находится вудовлетворительном качественном и количественном согласии с данными наблюдений.В дальнейшем теория должна учесть влияние вращения и магнитные поля, роль которыхможет быть особенно важной в процессе образования звезд и на быстрых стадияхэволюции, таких, например, как взрывы сверхновых звезд. Особую проблемупредставляют эволюции звезд в тесных двойных системах, где на эволюцию влияетобмен веществом между компонентами.


Списоклитературы

1. Зельдович Я.Б.,Новиков И.Д. Теория тяготения и эволюция звезд. — М., 1971.

2. Каплан С.А.Физика звезд. 3 изд. — М., 1977.

3. На переднем краеастрофизики (пер. с англ.). — М., 1979.

4. Происхождение иэволюция галактик и звезд. — М., 1976.

5. Шкловский И.С.Вселенная, жизнь, разум. – М, 1977.

6. Шкловский И.С.Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. 2 изд. – М., 1977.

еще рефераты
Еще работы по авиации и космонавтике