Зірки та його доля

Министерство освіти РФ.

Уральський державний технічний університет — УПИ.

Кафедра физики.

РЕФЕРАТ.

Тема роботи: «Зірки та його судьба».

Керівник: Лобанов У. В.

Студентка: Клімова Ю. В.

Група: ФГО-145.

Екатеринбург.

2001 г.

Введение

…3.

Коротка історія вивчення звезд…4.

Класифікація, характеристики звезд…6.

Внутрішнє будова звезд…10.

Походження і еволюція звезд…12.

Список литературы

…18.

Запровадження. | |.

З давніх часів люди бачили на небі зірки, і друзі хотіли зрозуміти, що вони з себе представляють. Пояснити природу зірок намагалися віддавна, проте зрозуміти, що таке зірка змогли лише у XX в., але тепер є чимало загадок.

Зірки — це одну з основних форм речовини у Всесвіті. Вони зосереджена більшість речовини у Всесвіті. Здебільшого зірки перебувають у галактиках, поза галактик зірки редки.

Багато небесні «туманності», коли дивитися ними в телескоп, також виявляються групами зірок. Такий, наприклад, Чумацький Шлях — наша Галактика, куди входять сотні мільярдів зірок. Донедавна вважалося, що у звёздах зосереджено майже все речовина Всесвіту. У Сонячну систему, наприклад, маса центральної зірки, Сонця, значно перевищує сумарну масу всехдругих тіл: планет, астероїдів, комет, порошин, крижинок. У середині 20-го століття здавалося, що ми розуміємо будова Всесвіту: безліч Галактик, які з зірок, з планетними системами навколо деяких із них, і цієї ієрархією править сила всесвітнього тяжіння, чи гравітація. Навіть вважалися рідкісними подвійні зірки, планети, газові і пилові хмари мають підкорятися цієї великої силі. Але вивчаючи розподіл і рух зірок навколо Сонячної системи та в усій Галактиці, вчені відкривали один несподіваний факт за другим.

У Сонячну систему діє правило: чим ближче планета до Сонцю, тим швидше вона обертається навколо неї. Це ж правило має діяти у Галактиці: зірки близькі до центра Галактики повинні обертатися навколо неї набагато швидше зірок, що є на периферії. Проте, на краю Галактики зірки рухаються також швидко, як близькі до центра. Не відповідає законам Кеплера, механіки Ньютона й у кінцевому счёте, закону всесвітнього тяжіння. Чим пильніше вчені стежили руху зірок, тим паче дивним вона мала. Групи зірок, які мають розлітатися врізнобіч, з’ясувалося, тримаються разом мільярди. Деякі зірки змінювали напрям свого руху на космосі без видимих причин, як ляльки-маріонетки. Здавалося, зірки перестали підпорядковуватися силі тяжіння. Хтось невидимий виявився справжнім господарем Всесвіту. Як ніби в зірок, джерел кольору, з’явилися тіні. Прояснялася одна дивовижна істина: світ і маса необов’язково супроводжують одна одній, у Всесвіту багато і яскравих об'єктів малої маси, і найгірш светящих масивних тел.

Коротка історія вивчення звёзд.

Вивчення зірок було викликане потребами матеріальної життя суспільства (необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря, визначення точний час). Вже давнину зоряне небо було розділене на сузір'я. Тривалий час зірки вважалися нерухомими точками, стосовно яким спостерігалися руху планет і комет. З часів Аристотеля (4 в. до зв. е.) багато століть панували погляди, за якими зоряне небо вважалося вічної і незмінною кришталевою сферою, поза якої перебувало житло богів. Наприкінці 16 в. італійський астроном Джордано Бруно вчив, що зірки — це далекі тіла, подібні до нашого Сонцю. У 1596 (німецький астроном І. Фабриціус) була відкрита перша змінна зірка, а 1650 (курсивний учений Дж. Риччоли) — перша подвійна. У 1718 англійський астроном Еге. Галлей виявив власні руху трьох зірок. У й у 2-ї половині 18 в. російський учений М. У. Ломоносов, німецький учений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт і У. Гершель та інших. висловлювали правильні ідеї про ту звёздной системі, у якому входить Сонце. У 1835−39 російський астроном У. Я. Струве, німецький астроном Ф. Бессель і англійська астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстані до трьох близьких зірок. У 60-х рр. 19 в. їхнього вивчення застосували спектроскоп, а 80-х рр. набули і фотографією. Російський астроном А. А. Белопольский в 1900 експериментально довів для світлових явищ справедливість принципу Доплера, виходячи з якого з зміщення ліній в спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху вздовж променя зору. Нагромадження спостережень та розвитку фізики розширили ставлення до звездах.

На початку 20 в., особливо — по 1920, стався переворот у наукових уявленнях про ці космічних об'єктах. Їх почала розглядатися як фізичні тіла; стали вивчатися структура зірки, умови рівноваги їх речовини, джерела. Цей переворот був із успіхами атомної фізики, що призвели до кількісної теорії звёздных спектрів, і з досягненнями ядерної фізики, дали можливість провести аналогічні розрахунки джерел енергії і внутрішнього будівлі зірок (найважливіші результати отримано німецькими вченими Р. Эмденом, До. Шварцшильдом, Х. Бете, англійськими вченими А. Эддингтоном, Еге. Милном, Дж. Джинсом, американськими вченими Р. Ресселом, Р. Крісті, радянським ученим З. А. Жевакиным). У 20 в. дослідження придбали ще велику глибину в зв’язку з поширенням спостережних можливостей та застосуванням електронних обчислювальних машин (американські вчені М. Шварцшильд, А. Сандидж, англійський учений Ф. Хойл, японський учений З. Хаяси та інших.). Великих успіхів досягнуто й у вивченні процесів перенесення енергії в фотосферах зірок (радянські вчені Еге. Р. Мустель, У. У. Соболєв, американський учений З. Чандрасекар) й у дослідженнях структури та динаміки звёздных систем (голландський учений Я. Оорт, радянські вчені П. П. Паренаго, Б. У. Кукаркин і др.).

Класифікація, характеристики звезд.

Через війну величезної роботи, виконану астрономами ряду країн у протягом останніх десятиліть, ми багато дізналися про різноманітні характеристиках зірок, природі їх випромінювання та навіть еволюції. Як це здається парадоксальним, тепер ми набагато краще уявляємо освіту й еволюцію багатьох типів зірок, ніж власної планетної системи. Певною мірою зрозуміло: астрономи спостерігають безліч зірок, що є на різних стадіях еволюції, тоді як безпосередньо спостерігати інші планетні системи ми що не можем.

Ми згадали про «характеристиках» зірок. Під цим розуміються такі їх основні властивості, як маса, повне кількість енергії, випромінюваної зіркою в одиницю часу (їх кількість називається «світністю» і звичайно позначається буквою L), радіус і температура поверхневих верств. Температура визначає колір зірки та її спектр. Приміром, якщо температура поверхневих верств зірки 3−4 тис. До, що його колір червонястий, 6−7 тис. До — жовтуватий. Дуже гарячі зірки з температурою понад 10−12 тис. До мають білий і блакитнуватий колір. У астрономії існують цілком об'єктивні методи виміру кольору зірок. Останній визначається так званим «показником кольору», рівним різниці фотографічної і візуальної зоряної величини. Кожному значенням показника кольору відповідає певний тип спектра. У холодних червоних зірок спектри характеризуються лініями поглинання нейтральних атомів металів і смугами деяких найпростіших сполук (наприклад, CN, СП, Н2О та інших.). Принаймні збільшення температури поверхні в спектрах зірок зникають молекулярні смуги, слабшають багато ліній нейтральних атомів, з’являються лінії ионизованных атомів, і навіть лінії нейтрального гелію. Сам вид спектра радикально змінюється. Наприклад, у гарячих зірок з температурою поверхневих верств, перевищує 20 тис. До, спостерігаються переважно лінії нейтрального і ионизованного гелію, а безперервний спектр дуже інтенсивний в ультрафіолетової частини. У зірок з температурою поверхневих верств близько 20 тис. До інтенсивні лінії водню, тоді як зірок з температурою близько 6 тис. До — лінії ионизованного кальцію, розташовані на кордоні видимої і ультрафіолетової частин спектра. Зауважимо, що така вид має спектр за наше Сонце. Послідовність спектрів зірок, які утворюються при безупинному зміні температури їх поверхневих верств, позначається такими літерами: Про, У, A, F, G, До, М, від найбільш гарячих до дуже холодним. Кожна така літера описує спектральний клас. Спектри зірок настільки чутливі зміну температури їх поверхневих верств, що доцільним вводити на межах кожного класу 10 підкласів. Наприклад, якщо нам кажуть, що зірка має спектр В9, це означатиме, що він ближчі один до спектру А2, ніж, наприклад, до спектру В1.

Світність зірки L часто виявляється у одиницях світності Сонця. Остання дорівнює 3,8*1026 Вт. По світності зірки різняться в дуже широкі межах. Є зірки (їх, щоправда, порівняно трохи), світності яких перевершують світність Сонця десятки і навіть сотні тисяч разів. Величезне більшість зірок становлять «карлики», світності яких значно менше сонячної, найчастіше — у тисячі разів. Характеристикою світності є так звана абсолютна величина зірки. Видима зоряна величина залежить, з одного боку, від неї світності і кольору, з іншого — від відстані досяжна. Якщо віднести якуабо зірку на умовне стандартне відстань 10пс, що його величина буде називатися «абсолютної». Пояснимо це прикладом. Якщо видима (відносна) зоряна величина Сонця (обумовлена потоком випромінювання від цього) дорівнює -26.8, то, на відстані 10пс (яке приблизно 2 млн. разів більше істинного відстані від Землі до Сонця) його зоряна величина становитиме близько +5. Такою відстані наше денний світило начебто зірочкою, ледь видимої неозброєним оком (нагадаємо, що слабкі зірки, видимі неозброєним оком, мають величину +6). Зірки високої світності мають негативні абсолютні величини, наприклад -7, -5. Зірки низькою світності характеризуються великими позитивними значеннями абсолютних величин, наприклад +10, +12 і т.д.

Важливою характеристикою зірки є його маса. На відміну від світності маси зірок змінюються в порівняно вузьких межах. Дуже мало зірок, маси яких набагато більше менше сонячної удесятеро. Маса Сонця дорівнює 1,989*1030 кг, що перевищує масу Землі в 330 раз.

Ще один істотна характеристика зірки — її радіус. Радіуси зірок змінюються на вельми межах. Є зірки, за своїми розмірами не перевищують земну кулю (звані «Білі карлики»), є величезні «бульки», всередині яких можна було б вільно поміститися орбіта Марса. Не випадково назвали такі гігантські зірки «пухирями». З той факт, що у своїм масам зірки відрізняються порівняно незначно, слід, що з дуже великому радіусі середня щільність речовини мусить бути мізерно малої. Якщо середня щільність сонячного речовини дорівнює 1410 кг/м3, те в таких «бульбашок» може бути, у мільйони разів менша, ніж в повітря. У той самий час білі карлики мають величезну середню щільність, що становить десятків і навіть мільйонів кілограмів на кубічний метр. Важливе значення має дослідження хімічного складу зірок шляхом докладного аналізу їх спектрів. У цьому необхідно враховувати температуру і тиск у поверхневих шарах зірок, які теж отримують з спектрів. Взагалі спектрографические спостереження дають найповнішу інформацію щодо умов, які панують у зоряних атмосферах.

По хімічним складом зірки, зазвичай, є водневі і гелиевые плазми. Інші елементи є у вигляді порівняно незначних «забруднень». Середній хімічний склад зовнішніх верств зірки виглядає так. На 10 тис. атомів водню доводиться 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню, 2 атома азоту, один атом вуглецю, 0.3 атома заліза. Відносне зміст інші елементи ще менша. Хоча з числу атомів звані «важкі елементи» (тобто. елементи з атомної масою, більшої, ніж в гелію) займають у Всесвіті дуже скромне місце, їх роль дуже великий. Насамперед вони значною мірою визначають характер еволюції зірок, оскільки непрозорість зоряних надр для випромінювання істотно залежить від змісту важких елементів. У той самий час світність зірки, як виявляється, теж залежить від неї непрозрачности.

Спектроскопічні засвідчили, що є дивовижні розбіжності у хімічний склад зірок. Приміром, гарячі масивні зірки, концентрирующиеся до галактичної площині, порівняно багаті важкими елементами, тоді як в зірок, входять до складу кульових скупчень, відносне зміст важких елементів вдесятеро менше. Це важливе факт знаходить обгрунтування у сприйнятті сучасних теоріях еволюції зірок і зоряних систем.

Нарешті, треба сказати кілька слів про магнетизмі зірок. Тим самим спектроскопическим методом було знайдено наявність потужних магнітних полів в атмосферах деяких зірок. Напруженість цих полів у випадках сягає 10 тис. Еге (эрстед), т. е. 20 тис. разів більше, ніж магнітне полі Землі. Зауважимо, що у сонячних плямах напруженість магнітних полів сягає 3−4 тис. Еге. Взагалі магнітні явища, з’ясувалося останні роки, грають значної ролі в фізичних процесах, які у сонячної атмосфері. Є підстави вважати, що таке саме справедливе й для зоряних атмосфер.

Обертання зірок. Обертання зірок вивчається з їхньої спектрам. При обертанні один край диска зірка видаляється ми, а інший наближається з тією ж швидкістю. У результаті спектрі зірки, получающемся одночасно від всього диска, лінії розширюються і згідно з принципом Доплера, набувають характерний контур, яким можливо визначати швидкість обертання. Зірки ранніх спектральних класів Про, У, А обертаються зі швидкостями (на екваторі) 100−200 км/сек і більше. Швидкості обертання більш холодних — значно менше (кілька км/сек). Зменшення швидкості обертання пов’язано, очевидно, переходити частини моменту кількості руху до оточення її газо-пылевому диску внаслідок дії магнітних сил. Через швидкого обертання зірки набуває форми сплюсненого сфероида. Випромінення з звёздных надр просочується до полюсів скоріш, ніж до екватору, унаслідок чого температура на полюсах виявляється вищої. Тому лежить на поверхні зірок виникають меридіональні течії від полюсів до екватору, які замикаються в глибоких шарах космічного тіла. Такі руху грають істотну роль перемішуванні речовини в шарах, де немає конвекции.

Залежності між звёздными параметрами.

Маси зірок укладено не більше від 0,04 до 100 мас Сонця, світності від 5Ї10−4 до 105 светимостей Сонця, радіуси від 2Ї10−1 до 103 радіусів Сонця. Ці параметри пов’язані певними залежностями. Найважливіші їх виявляються на діаграмах «спектр — світність «(Герцшпрунга — Ресселла діаграмах) чи «ефективна температура — світність », та інших. Майже всі зірки розкладаються на таких діаграмах вздовж кількох смуг, і лобіювання відповідних різним послідовностям, чи класам світності. Більшість їх розміщено на головною послідовності (V клас світності). Лівий її кінець утворюють зірки класу Про з температурами 30 000−50 000°, правий — червоні звёзды-карлики класу М з температурами 3000−4000°. На діаграмі видно послідовність гігантів (III клас), куди входять зірки високої світності (т. е. такі великі радіуси). Вище розташовані послідовності ще більше яскравих сверхгигантов Ia, Iв і II. (Належність З. до карликів, гігантів і сверхгигантов відзначалося раніше літерами d, g і з перед спектральним класом.) Унизу діаграми розташовані білі карлики (VII), розміри яких можна з розмірами Землі при щільності порядку 106 г/см3. Крім цих основних послідовностей, відзначаються субгиганты (IV) і субкарлики (VI).

Внутрішнє будова звёзд.

Оскільки надра зірок недоступні безпосереднім спостереженням, їх внутрішню будову вивчається шляхом побудови теоретичних звёздных моделей, яким відповідають значення мас, радіусів і светимостей, які простежуються в реальних зірок. У основі теорії внутрішнього будівлі звичайних зірок лежить уявлення про неї як і справу газовому кулі, котрий у механічному і тепловому рівновазі, протягом багато часу не розширенні і стискальному. Механічне рівновагу підтримується силами гравітації, спрямованими до центра зірки, та газовим тиском в надрах, чинним назовні, і уравновешивающим сили гравітації. Тиск зростає зі глибиною, а разом із збільшуються і щільність і температура. Теплове рівновагу у тому, що температура зірки — переважають у всіх її елементарних обсягах — мало змінюється згодом, т. е. що кількість енергії, минаючої з кожної такої обсягу, компенсується що у нього енергією, і навіть енергією, вироблюваної там ядерними чи ін. источниками.

Температури звичайних зірок змінюються від кількох основних тис. градусів на поверхні до десяти млн. градусів і більше на центрі. При таких температурах речовина складається з майже зовсім ионизованных атомів, завдяки чому виявляється можливим у расчётах звёздных моделей застосовувати рівняння стану ідеального газу. При дослідженнях внутрішнього будівлі зірок важливе значення мають передумови про джерела енергії, хімічний склад і механізмі перенесення энергии.

Основним механізмом перенесення енергії в є промениста теплопровідність. У цьому дифузія тепла з більш гарячих внутрішніх областей зірки назовні відбувається з допомогою квантів ультрафіолетового випромінювання, испускаемого гарячим газом. Ці кванти поглинаються в ін. частинах зірки й знову випромінюються; принаймні переходу в зовнішні, більш холодні верстви частота випромінювання зменшується. Швидкість дифузії визначається середньої величиною пробігу кванта, яка від прозорості звёздного речовини, що характеризується коефіцієнт поглинання. Основними механізмами поглинання в зірці є фотоэлектрическое поглинання і розсіювання вільними электронами.

Промениста теплопровідність є основними видами перенесення енергії для більшості зірок. Однак у деяких частинах зірок, а зірках з малої масою — майже в усьому обсязі, істотну роль грає конвективный перенесення енергії, т. е. перенесення тепла масами газу, піднімаються і спускающимися під впливом відмінності температури. Конвективный перенесення, якщо він діє, значно ефективніше променистого, але конвекція виникає лише там, де водень чи гелій ионизованы частково: у разі енергія їх рекомбінації підтримує рух газових мас. У Сонця зона конвекції займає шар від поверхні до глибини, рівної близько 0,1 його радіуса: нижче цього водень і гелій ионизованы вже цілком. У холодних зірок повна іонізація настає на більшої глибині, отже конвективная зона у них товщі і охоплює більшу частину обсягу. Навпаки, у гарячих водень і гелій повністю ионизованы, починаючи майже від самого поверхні, тому в себе не мають зовнішньої конвективного зони. Проте мають конвективное ядро, де руху підтримуються теплом, выделяющимся при ядерних реакциях.

Звёзды-гиганты і надгіганти влаштовані інакше, ніж зірки головною послідовності. Маленька щільне ядро їх (1% радіуса) містить 20−30% маси, а решта є протяжённую розріджену оболонку, що розкинулася на відстані, складові десятки і сотні сонячних радіусів. температури ядер досягають 100 млн. градусів і більше. Білі карлики сутнісно є самі ядра гігантів, але позбавлені оболонки, та охоловши до 8−10 тис. градусів. Суворий газ ядер і білі карлики має особливі властивості, відмінними від властивостей ідеального газу. У ньому енергія передається не випромінюванням, а електронної теплопроводностью, як і металах. Тиск такого газу залежить немає від температури, лише від щільності, тому рівновагу зберігається навіть за остиганні зірки, де немає джерел энергии.

Щодо хімічного складу речовини надр зірки. на ранніх стадіях їх розвитку подібний з хімічний склад звёздных атмосфер, що визначається з спектроскопических спостережень (диффузионное поділ може відбутися лише під час, значно перевершували тривалість життя зірок). З часом ядерні реакції змінюють хімічний склад звёздных надр і внутрішнє будова меняется.

Походження і еволюція звезд.

Зараз твердо встановлено, що зірки й зоряні скупчення мають різний вік, від величини 1010 років (кульові зоряні скупчення) до 106 років на наймолодших (розсіяні зоряні скупчення і зоряні асоціації). Ми будемо докладно говорити звідси нижче. Чимало дослідників припускають, що зірки утворюються з дифузійної міжзоряному середовища. У користь цього каже становище молодих зірок у просторі - вони сконцентровано у спіральних гілках галактик, там-таки, що й міжзоряне газопылевая матерія. Дифузна середовище утримується в спіральних гілках галактичним магнітним полем. Зірки цим слабким полем утримуватися не можуть. Тому більш давні зірки менше пов’язані з спіралями. Молоді зірки утворюють часто комплекси, такі, як комплекс Оріона, куди входить кілька тисяч зірок. У комплексах разом із зірками міститься велика кількість газу та пилу. Газ у тих комплексах швидко розширюється, але це отже, що раніше він був більш щільну массу.

Сам процес створення зірок з дифузійної середовища поки що залишається не цілком зрозумілим. Якщо деякому обсязі, заповненому газом і пилом, маса дифузійної матерії із якихось причин перевершить певну критичну величину, то матерія у тому обсязі почне стискатися під впливом сил тяжіння. Це називається гравітаційної конденсацией.

Величина критичної маси залежить від щільності, температури і середнього молекулярного ваги. Розрахунки вчених показують, що необхідні умови можуть створитися тільки у виняткових випадках, коли щільність дифузійної матерії стає досить великий. Такі умови можуть бути в результаті випадкових флуктуацій, проте виключено, що передвиборне збільшення щільності може й внаслідок деяких регулярних процесів. Найбільш щільними областями дифузійної матерії є, очевидно, глобулы і «слоновые хоботи «- темні компактні, непрозорі освіти, спостережувані і натомість світлих туманностей. Глобулы мають вигляд круглих цяток, «слоновые хоботи «- вузьких смужок, які уклинюються в світлу матерію (рис. 243). Глобулы і «слоновые хоботи «є ймовірними предками зірок, хоча прямими доказами цього ми маємо. Як непрямого підтвердження можна розглядати кометообразные туманності. Ці туманності виглядають подібно конусу кометної хвоста. У голові такий туманності звичайно знаходиться зірка типу Т Тельця — молода стискальна зірка. Виникає думку, що зірка утворилася всередині туманності. У той самий час сама туманність нагадує за формою і розташуванню «слоновые хоботи » .

Дуже багато речей процесі зореутворення залишається не ясним. Не все дослідники погоджуються, наприклад, про те, що зірки утворюються з дифузійної міжзоряному матерії. Радянський астроном акад. У. А. Амбарцумян вважає, що зірки утворюються у результаті розширення щільних тіл невідомої природи, які безпосередньо не наблюдаются.

Припустимо, із якихось причин хмару міжзоряному матерії досягло критичної є і як уже почалися гравітаційної конденсації. Пилові частинки й газові молекули падають до центра хмари, потенційна енергія гравітації перетворюється на кінетичну, а кінетична енергія внаслідок сутичок — в тепло. Хмару нагрівається, і внаслідок збільшення температури зростає його випромінювання. Воно перетворюється на протозвезду (зоря у стадії розвитку). Судячи з того, що молоді зірки спостерігаються групами, напевно, що спочатку процесу гравітаційної конденсації хмару міжзоряному матерії розбивається сталася на кілька частин 17-ї та одночасно утворюється кілька протозвезд.

Повний потік енергії, випромінюваної протозвездой, визначається, як і показати, звичайним законом маса — світність, але розміри протозвезды значно больше.

Тому температура його поверхні набагато меншою, ніж в звичайній зірки той самий маси, і діаграмі спектр — світність протозвезды повинні розташовуватися праворуч від головною послідовності. Принаймні стискування протозвезды температура збільшується, і її переміщається по діаграмі Герцшпрунга — Рессела спочатку вниз, потім вліво, майже паралельно осі абсцис. Коли температура у надрах зірки сягає мільйонів градусів, починаються термоядерні реакции.

Спочатку «вигорає «дейтерій, та був літій, берилій і бір. Стиснення в результаті виділення додаткової енергії сповільнюється, але з припиняється зовсім, тому що ці елементи швидко виявляються витраченими. Коли температура підвищується ще більше, починають діяти протонні реакції (для зірок з безліччю, меншою 1,5 M¤) чи углеродно-азотный цикл (для зірок з більшою масою). Ці реакції можуть підтримуватися тривалий час, стиснення припиняється і протозвезда перетворюється на звичайну зірку головною послідовності. Тиск всередині зірки врівноважує тяжіння, і її перебувають у усталеному состоянии.

Час гравітаційного стискування зірок порівняно невелика. Воно залежить від безлічі протозвезды. Чим більший маса, то швидше протікає процес гравітаційної конденсації. Протозвезды, мають ті ж самі масу, як Сонце, стискуються за 108 років. Оскільки стиснення відбувається швидко, спостерігати зірки у цій першої найбільш ранній стадії еволюції важко. Передбачається, що у цій стадії перебувають неправильні перемінні зірки типу Т Тельца.

Відомо кілька розсіяних зоряних скупчень, які з зірок класів Про і У і змінних типу Т Тельця. Такі зірки ще прийшли о стан рівноваги, і вже цим, мабуть, пояснюється типовий їм неправильний характер зміни блиску. Ці зірки пов’язані з пиловими туманностями, що є залишками початкових скупчень дифузійної материи.

Під час головною послідовності, зірки тривалий час випромінюють енергію завдяки термоядерних реакцій, майже відчуваючи якихабо зовнішніх змін: радіус, світність і безліч залишаються майже постійними. Становище зірки на головною послідовності визначається її масою. Нижче головною послідовності з діаграми спектр — світність проходить послідовність яскравих субкарликов. Вони від зірок головною послідовності хімічний склад: зміст важких елементів в субкарликах кілька десятків разів менша. Причина цього відмінності, связанна про те, що субкарлики є зірками сферичної составляющей.

Через війну термоядерних реакцій, що відбуваються у надрах зірки, відбувається поступова переробка водню в гелій, чи, кажуть, «вигоряння «водню. Час перебування на головною послідовності залежить від швидкості термоядерних реакцій, а швидкість реакцій від температури. Чим більший маса зірки, то вище мусить бути температура у її надрах, щоб газове тиск могло врівноважити вагу вышележащих верств. Тому ядерні реакції на більш масивних зірках йдуть швидше, і час перебування на головною послідовності їм менше, оскільки швидше витрачається энергия.

Зірки В0 залишаються на головною послідовності менш 107 років, у те час як Сонця і зірок пізніших спектральних класів період перебування на головною послідовності перевищує 1010 лет.

Ядерні реакції йдуть тільки у частині зірки. У цій сфері (конвективное ядро зірки) речовина постійно перемішується. При выгорании водню радіус і безліч конвективного ядра зменшуються. Розрахунки вчених показують, що зірка у своїй переміщається по діаграмі спектр — світність вправо. Більше масивні зірки переміщаються швидше, і цього верхній кінець головною послідовності поступово відхиляється вправо.

Коли весь водень в ядрі зірки перетвориться на гелій, друга стадія еволюції (стадія головною послідовності) закінчується. Реакції перетворення водню в гелій продовжують йтися лише зовнішньому кордоні ядра. Розрахунки вчених показують, що заодно ядро стискається, щільність і температура у частині зірки зростають, збільшується світність і радіус зірки. Зірка з головною послідовності і невдовзі стає червоним гігантом, беручи третю стадію эволюции.

Усі, про що йшлося вище, є результати теоретичних робіт з внутрішньому будовою зірок. Ці результати можна перевірити, зіставляючи його з діаграмами спектр — світність для зоряних скупчень. Можна припустити, що зірки однієї й тієї ж скупчення утворилися спільно і мають однакову вік, інакше важко було б пояснити саме існування скоплений.

У кульових і енерговитратних старих розсіяних скупчень добре представлена гілка червоних гігантів. Це означає, більшість можна побачити зірок цих скупчень перебуває у третьої стадії эволюции.

Гілка червоних гігантів для зірок розсіяних скупчень йде нижче, ніж для зірок кульових скупчень, а головна послідовність, навпаки, вище. Теоретично можна пояснити нижчим змістом важких елементів в зірках кульових скупчень. І це дійсно, спостереження доводять, що у зірках сферичної підсистеми, до котрої я належать кульові скупчення, відносне безліч важких елементів менше, ніж у зірках пласкою підсистеми. Отже, спостереження задовільно узгоджуються з теоретичними уявленнями про еволюцію зірок і підтверджують їх. Тим самим отримує спостережну перевірку і теорія внутрішнього будівлі зірок, де ці уявлення основаны.

Передбачається, що у стадії червоного гіганта (чи сверхгиганта) в щільному ядрі зірки протягом певного часу може бути реакція перетворення гелію в вуглець. І тому температура у частинах зірки має досягати 1.5 108 °K. Розрахунки вчених показують, такі зірки повинні розташовуватися з діаграми колір — світність зліва головною галузі червоних гігантів. Коли гелиевая реакція всередині ядра і водневі реакції з його кордоні вичерпують себе, третя стадія еволюції (стадія червоного гіганта) дійшов кінцю. Протяжна оболонка гіганта у своїй розширюється, її зовнішні верстви що неспроможні утримуватися силою тяжіння і починають відокремлюватися. Зірка втрачає речовина, і безліч її зменшується. Спостереження показують, що з червоних гігантів і сверхгигантов справді іноді має місце витікання речовини з атмосфери. І тут процес відбувається повільно. Проте за певних умов, точно доки з’ясованих, зірка може швидко викинути значну частину маси, і процес матиме характер вибуху, катастрофи. Такі вибухи ми спостерігаємо при спалахи наднових звезд.

При повільному закінченні речовини з червоних гігантів, очевидно, утворюються планетарні туманності. Коли протяжна оболонка гіганта розвіється, залишається тільки її центральне ядро, повністю позбавлене водню. Що стосується зірок з безліччю, не яка перевершує сонячну в 2−3 разу, речовина ядра перебуває у вырожденном стані, як і і речовина білі карлики. Тому видається дуже імовірним, що білі карлики і є четвертим і останніх етапом еволюції таких зірок, наступним за стадією червоного гіганта. І на насправді, в старих зоряних скупчення є певна кількість білі карлики, а молодих вони відсутні. У білих карликів, як знаємо, ядерні реакції хто не йде. Білі карлики світять з допомогою запасу теплової енергії, накопиченої у минулому, та поступово остигають, перетворюючись на ненаблюдаемых «чорних «карликов.

Білі карлики — це остывающие, умираючі зірки. Зірки, переважали Сонце щодо маси у кілька разів, не можуть переходити в фазу білого карлика, що їх гелиевые ядра не в вырожденном стані. Передбачається, у цьому разі третій, етап еволюції закінчується освітою нейтронної зірки й вибухом сверхновой.

Отже, маємо зараз з’являється можливість простежити загалом еволюцію зірок, від щільного хмари газу та пилу до сжимающейся протозвезде, потім через звичайну зірку головною послідовності до червоного гіганту і, нарешті, — до білого карлику. У цьому картині ще багато незрозумілого, багато підлягає уточненню, однак у головних рисах вона здається досить обоснованной.

Ми розглядали вище, як змінюється у процесі еволюції зірок їх маса, радіус, світність, температура, і щось згадали про таку важливою характеристиці, як обертання. Відомо, що зірки спектральних класів Про, У, А обертаються нас дуже швидко — екваторіальна швидкість обертання у них, зазвичай, перевищує ста км/сек. Швидкості обертання зірок класу F в середньому менше 100 км/сек, а зірки більш холодні, ніж F, обертаються настільки повільно, що доплеровское розширення ліній замало і швидкість обертання не можна виміряти. Верхня межа швидкості обертання зірок класів G, До, М, які належать до головною послідовності, становить кілька десятків км/сек, але насправді обертання то, можливо набагато повільніше. Наприклад, у Сонця, типовою зірки класу G, швидкість обертання точок екватора становить лише близько двох км/сек.

З спостережень дифузних туманностей слід, що окремі згустки речовини рухаються у яких друг щодо друга зі швидкостями порядку 1 км/сек. Тому первинна туманність, з якої утворюється зірка завжди повинен мати певний початковий момент кількості руху. Розрахунок показує, якби народних обранців кількості руху зберігався, то зірки могли б утворитися, оскільки туманність, стискуючись, збільшувала б швидкість обертання і розірвалася б набагато раніше цього. Вочевидь, що момент кількості руху повинен якимось чином віддалятися з туманності. Конденсирующаяся туманність пов’язані з оточуючої менш щільною середовищем магнітним полем, й, оскільки міжзоряне матерія «приклеєна «до магнітним силовим лініях, то обертання конденсирующейся туманності передається навколишньому середовищі туманність втрачає момент кількості руху. Докладний розгляд цього процесу показує, що зроблено передачу моменту кількості руху припиняється, коли щільність протозвезды стає досить високої, й остаточно сконденсировавшаяся зірка повинен мати екваторіальну швидкість кілька сотень кілометрів на секунду, незалежно від неї массы.

Для гарячих зірок спостереження дають саме таку швидкість обертання. У холодних ж зірок швидкість обертання набагато менше. Так було в Сонячної системі 98% моменту кількості руху належить планет і лише 2% Сонцю. Сонце оберталося б із екваторіальній швидкістю близько 100 км/сек, якби він належав весь момент кількості руху Сонячної системи. Природно спадає на думку, що повільне обертання холодних зірок може бути пояснено наявністю вони планетних систем, аналогічних Сонячної системі. Якщо це, то число планетних систем в Галактиці дуже велико.

В висновок хочу привести таблицю, що дає вирахувану тривалість гравітаційного стискування і перебування на головною послідовності для зірок різних спектральних классов.

|Спектральны|Масса |Радіус |Світність |Час, років | |і клас | | | | | | | | | |грав. |перебування | | | | | |стискування |на ДП | |B0 |17,0 |9,0 |30 000 |1,2*105 |8*106 | |B5 |6,3 |4,2 |1000 |1,1*106 |8*107 | |A0 |3,2 |2,8 |100 |4,1*106 |4*108 | |A5 |1,9 |1,5 |12 |2,2*107 |2*109 | |F0 |1,5 |1,25 |4,8 |4,2*107 |4*109 | |F5 |1,3 |1,24 |2,7 |5,6*107 |6*109 | |G0 |1,02 |1,02 |1,2 |9,4*107 |1,1*1010 | |G2 (Солнце)|1,00 |1,00 |1,0 |1,1*108 |1,3*1010 | |G5 |0,91 |0,92 |0,72 |1,1*108 |1,7*1010 | |K0 |0,74 |0,74 |0,32 |2,3*108 |2,8*1010 | |K5 |0,54 |0,54 |0,10 |6,0*108 |7*1010 |.

1. Бабушкін А. М. Сучасні концепції природознавства, 2000 г.

2. Шкловський І. З. Всесвіт. Життя. Розум., 1987 г.

3. Шкловський І. З. Зірки: їх народження, життя й смерть., 1984 г.

4. Інтернетисточники.