WWW.REFERATCENTRAL.ORG.UA - Я ТУТ НАВЧАЮСЬ

... відкритий, безкоштовний архів рефератів, курсових, дипломних робіт

ГоловнаАстрономія та Авіація → Основні зоряні характеристики. Народження зір - Реферат

Основні зоряні характеристики. Народження зір - Реферат

поширює випромінювання протягом мільярдів років і за цей час витратило не більш 10% свого первісного запасу водню.
Еволюція зорі починається з того, що з якої-небудь причини (їх можна перелічити) почала конденсуватися хмара міжзоряного газопилового середовища. Під впливом всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворилася порівняно щільна й непрозора газова куля (протозоря), яку ще не можна назвати зорею, тому що в ній через недостатньо високу температуру ще не почалися термоядерні реакції. Тиск газу усередині кулі поки не може врівноважити сили притягання окремих його частин, тому він буде безупинно стискуватися.
Зазвичай утворюється не одна протозоря, а численна група, яка згодом стає зоряною асоціацією і зоряним скупченням.
Очевидно, на ранньому етапі еволюції зорі навколо неї утворюються менш масивні згустки, які згодом перетворюються на планети.
Коли відбувається стискання зорі, усередині неї підвищується температура ізначна частина вивільнюваної потенційної енергії починає випромінюватися в навколишній простір. У зв'язку з тим, що розміри протозорі ще дуже великі, відбувається недостатньо сильне стискання, і випромінювання, яке виходить з одиниці її поверхні, ще незначне. Якщо прийняти, що потік випромінювання з одиниці поверхні (за Стефаном-Больцманом) пропорційний до четвертого ступеня температури, вийде, що температура поверхневих шарів зорі порівняно низька, у той час як її світність буде практично такою ж, як і у звичайної зорі з такою ж масою. Тому на діаграмі "спектр - світність" такі зорі будуть зараховані до розряду червоних гігантів або червоних карликів, залежно від їхньої первісної маси.
Надалі розміри протозорі зменшуватимуться, тому що вона продовжуватиме стискуватися, і її поверхнева температура зростатиме. У цей період відбувається врівноважування притягання у всіх областях протозорі, у її надрах починаються термоядерні реакції і вона стає зорею.
Швидкість еволюції зорі залежить насамперед від розмірів згустку. Чим масивнішим буде згусток, тим більшою буде швидкість. Тому масивний згусток перетвориться на гарячу зорю, тоді як менші згустки більш-менш затримуватимуться на стадії протозорі, до речі, їх можна спостерігати як джерела мазерного випромінювання в безпосередній близькості від молодої гарячої зорі, яку іонізує несконденсований у згустки водень "кокона".
Зоря перестає стискатися, але в її надрах відбуваються термоядерні реакції, що підтримують тривале випромінювання. Місце й час перебування зорі на головній послідовності визначається її первісною масою. Так, зорі головної послідовності з масою, що у кілька десятків разів перевищує сонячну (клас О, гарячі блакитні гіганти), випромінюватимуть кілька мільйонів років, тоді як зорі з масою, близькою до сонячної, випромінюватимуть 10-15 мільярдів років.
Під час термоядерних реакцій, що протікають у надрах зорі, відбувається перетворення Гідрогену на Гелій. Але "вигоряння" водню відбувається тільки в центральних областях зорі, тому що зоряна речовина перемішується тільки тут, при цьому в зовнішніх шарах відносний вміст водню зберігається незмінним. Згодом маса й радіус зорі в центральній частині, де відбуваються реакції, значно зменшаться. Це означає, що кількість водню в зоряній речовині стає усе меншою й меншою, і це триватиме доти, поки він весь не "вигорить". Найбільш швидкого "згоряння" зазнають масивні зорі.
Що відбудеться із зорею, коли водневі реакції у її надрах вичерпають себе? У центральних областях зорі знову почне стискатися ядро. Цей процес зумовлений припиненням виділення енергії, що природно знижує температуру і тиск, які протидіяли силі тяжіння, що стискає зорі. При стисканні ядра підвищиться його температура, утворюється дуже щільна гаряча область, що складається з Гелію і невеликої кількості важких металів. У цій області не відбуватиметься жодних ядерних реакцій, зате в периферійних шарах зорі вони наберуть такої сили, що світність зорі та її розміри почнуть збільшуватися. Поступово з головної послідовності зоря перейде в область червоних гігантів. Зорі-гіганти, що містять менше важких елементів, при однакових розмірах матимуть вищу світність.
Коли ж і в цьому шарі припиняться реакції, зорі з масою меншою, ніж 1,2 маси Сонця скидають зовнішню оболонку, яка, розсипаючись, утворює спостережувані нами так звані планетарні туманності. У процесі розпаду оболонки оголюються дуже гарячі шари зорі. Могутнє ультрафіолетове випромінювання зорі іонізуватиме атоми в оболонці, викликаючи їхнє світіння: Через кілька десятків тисяч років оболонка зовсім розсіється, залишиться невелика, дуже гаряча і щільна зоря, що, повільно остигаючи, перетвориться на білого карлика. У деяких випадках зорі не скидають зовнішні шари, але через них усе одно відбувається повільне витікання атомів. Поступово остигаючи, білі карлики чимраз менше будуть випромінювати, а потім і зовсім перейдуть у невидимі чорні карлики, маса яких буде сумірною із сонячною, а розміри - не більші, аніж земної кулі. Так протікає еволюція більшості зір, але деякі зорі на завершальному етапі свого розвитку вибухають. У таких випадках кажуть про утворення наднових зір.
У деяких випадках може відбутися гравітаційний колапс. У зорі, що колапсує, відсутнє джерело енергії, перепад газового тиску вже не може протидіяти силі притягання, і зоря з катастрофічною швидкістю стискається, зберігаючи при цьому свою масу. У лічені секунди вона може перетворитися на надщільну "точку". При цьому виникає так звана параболічна швидкість. (Якби наше Сонце стиснулося до таких розмірів, що радіус його став би рівним 3 км, при цьому густина його була б 10,s г/см3, то параболічна швидкість нашої зорі досягла б швидкості світла. Радіус, пропорційний до маси тіла, називається шварцшильдівським). Як відомо, у дуже сильному гравітаційному полі перебіг часу сповільнюється. Якщо секундне стискання зорі відбудеться за лічені секунди, то земний спостерігач ніколи не побачить, що тіло досягло свого шварцшильдівського радіуса. Такі об'єкти одержали назву "чорні діри".
Loading...

 
 

Цікаве