Заказ 5797 Контрольная работа по концептологии на тему: Сценарии эволюции звезды

Заказ 5797 Контрольная работа по концептологии на тему: Сценарии эволюции звезды

Содержание

Введение. 3

1. Рождение звезды.. 3

2. Молодые звезды.. 3

3. Середина жизненного цикла звезды.. 3

4. Зрелость звезды.. 3

5. Поздние годы и гибель звезд. 3

Заключение. 3

Список использованных источников. 3

Введение

Как и любые тела в природе, звезды тоже не могут оставаться неизменными. Они рождаются, развиваются и, наконец, «умирают». Эволюция звезд занимает миллиарды лет, а вот по поводу времени их образования ведутся споры. Раньше астрономы считали, что процесс их «рождения» из звездной пыли требует миллионы лет, но не так давно были получены фотографии области неба из состава Большой Туманности Ориона. За несколько лет там возникло небольшое звездное скопление.

На снимках 1947 года в этом месте была зафиксирована небольшая группа звездоподобных объектов. К 1954 году некоторые из них уже стали продолговатыми, а еще через пять лет эти объекты распались на отдельные. Так впервые процесс рождения звезд проходил буквально на глазах у астрономов.

Звезда живет настолько долго (до десятков миллиардов лет), что астрономам не под силу проследить жизнь от начала и до конца, хотя бы одной из них. Но зато у них есть возможность наблюдать за разными стадиями развития звезд.

Ученные объединили полученные данные, и смогли проследить за этапами жизни типичных звезд: момент рождения звезды в межзвездном облаке, ее молодость, средний возраст, старость и иногда весьма эффектную смерть.

Целью настоящей работы является исследование сценариев эволюции звезды. Для достижения указанной цели в работе определены следующие задачи:

1. рассмотреть этап рождения звезды;

2. изучить этап молодости звезд;

3. раскрыть середину жизненного цикла звезды;

4. проанализировать зрелость звезд;

5. изучить поздние годы и гибель звезд.

1. Рождение звезды

Солнце, Луна, планеты и звезды известны людям с древнейших времен. Но осознать тот факт, что звезды более или менее похожи на Солнце, только значительно дальше отстоят от Земли, удалось лишь благодаря тысячелетнему развитию науки. Теперь мы знаем: звезды - это плазменные шары, находящиеся в состоянии устойчивого равновесия, излучение которых поддерживается внутренним источником энергии. Но источник этот не вечен, и постепенно истощается.

Звезды - очень массивные тела, и они, благодаря спокойно происходящим термоядерным реакциям, могут жить очень долго. Возьмем Солнце. Мы не знаем точно, когда оно родилось, можем только теоретически это оценить. Но известно, что жизнь на Земле в виде примитивных организмов существовала как минимум три миллиарда лет назад. Значит, три миллиарда лет назад Солнце должно было светить так же ярко или примерно так же ярко, как и сейчас. В течение этого гигантского промежутка времени Солнце продолжало изливать потоки тепла, потоки энергии в окружающее пространство, причем потоки немалые. Из-за того, что Солнце излучает свет, его масса уменьшается на 4 миллиона тонн ежесекундно. Все эти миллиарды лет каждую секунду Солнце теряло несколько миллионов тонн. На первый взгляд кажется, что Солнце из-за этого скоро изойдет полностью. Но на самом деле оно настолько массивно, что для него такая потеря массы даже в течение всей жизни совершенно незначительна.

Все начинается с молекулярного облака. Это огромные области межзвездного газа, достаточно плотные для того, чтобы в них сформировались молекулы водорода.

 Затем происходит событие. Возможно, оно будет вызвано ударной волной от взорвавшейся рядом сверхновой, а может и естественной динамикой внутри молекулярного облака. Однако исход один – гравитационная неустойчивость приводит к формированию центра тяжести где-то внутри облака.

 Поддаваясь соблазну гравитации, окружающее вещество начинает вращаться вокруг этого центра и наслаивается на его поверхность. Постепенно образуется уравновешенное сферическое ядро с растущей температурой и светимостью – протозвезда.

 Газопылевой диск вокруг протозвезды вращается все быстрее, из-за ее растущей плотности и массы все больше частиц сталкиваются в ее недрах, температура продолжает расти.

 Как только она достигает миллионов градусов, в центре протозвезды происходит первая термоядерная реакция. Два ядра водорода преодолевают кулоновский барьер и соединяются, образуя ядро гелия. Затем – другие два ядра, потом – другие… пока цепная реакция не охватит всю область, в которой температура позволяет водороду синтезировать гелий.

 Температура и плотность вещества в ее центре, или ядре максимальные. Когда температура достигает отметки около 10 000 000°С, в газе начинают протекать термоядерные реакции.

Ядра атомов водорода начиняют соединяться и превращаются в ядра атомов гелия. При таком синтезе выделяется огромное количество энергии. Эта энергия, в процессе конвекции, переносится в поверхностный слой, а потом, в виде света и тепла излучается в космос. Энергия термоядерных реакций затем стремительно достигает поверхности светила, резко увеличивая его яркость. Так протозвезда, если обладает достаточной массой, превращается в полноценную молодую звезду[1].

2. Молодые звезды

Все протозвезды, которые разогреваются достаточно для запуска термоядерной реакции в своих недрах, затем вступают в самый продолжительный и стабильный период, занимающий 90% всего времени их существования.

 Все, что с ними происходит на данном этапе, это постепенное выгорание водорода в зоне термоядерных реакций. Буквальное «прожигание жизни». Звезда очень медленно – в течение миллиардов лет – будет становиться горячее, станет расти интенсивность термоядерных реакций, как и светимость, но не более того.

Возможны события, которые ускоряют звездную эволюцию – например, близкое соседство или даже столкновение с другой звездой, однако от жизненного цикла отдельного светила это никак не зависит.

 Есть и своеобразные «мертворожденные» звезды, которые не могут выйти на главную последовательность – то есть не способны справляться с внутренним давлением термоядерных реакций.

 Это маломассивные (менее 0,0767 от массы Солнца) протозвезды – те самые, которые называют коричневыми карликами. Из-за недостаточного гравитационного сжатия они теряют энергии больше, чем образуется в результате синтеза водорода. Со временем термоядерные реакции в недрах этих звезд прекращаются, и все, что им остается, это продолжительное, но неизбежное остывание[2].

Благодаря увеличению массы к центру протозвезды притягивается все больше материи. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться темно-красным светом.

Протозвезда имеет очень большие размеры, и хотя тепловая энергия распределяется по всей ее поверхности, она все равно остается относительно холодной. В ядре температура растет и достигает нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет.

 Увидеть молодые звезды трудно, так как они еще окружены темным пылевым облаком, из-за которого почти не виден блеск звезды. Но их можно просмотреть при помощи специальных инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образую каплевидную или аркообразную структуру, известную под названием «объект Хербика-Харо».

Итак, температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов этого небесного тела; если его масса небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет превратится в настоящую звезду.

 Ученые рассчитали, что для превращения сжимающегося небесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 0,08 от массы нашего Солнца. Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой, это так называемый «коричневый карлик».

 Планета Юпитер представляет собой небесный объект слишком малых размеров, чтобы стать звездой. Если бы он был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звезд.

 Если масса протозвезды большая, она продолжает сгущаться под действием собственной гравитации. Давление и температура в ядре растут, температура постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Этого достаточно для соединения атомов водорода и гелия.

 Далее активизируется «ядерный реактор» протозвезды, и она превращается в обычную звезду. Затем выделяется сильный ветер, который разгоняет окружающую оболочку из пыли. После этого можно видеть свет, исходящий от образовавшейся звезды. Эта стадия называется «фаза-Т-Тельцы», она может длиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пыли, окружающих звезду, возможно образование планет.

 Рождение новой звезды может вызвать ударную волну. Дойдя до туманности, она провоцирует конденсацию новой материи, и процесс звездообразования продолжится посредством газопылевых облаков.

 Небольшие по размеру звезды слабые и холодные, крупные же – горячие и яркие.

 Большую часть своего существования звезда балансирует в стадии равновесия. Что это значит? С одной стороны, сила гравитации стремится сжать и уменьшить ее в размерах. С другой стороны, энергия, высвобожденная в результате ядерных реакций, вынуждает звезду растягиваться, расширяться, увеличиваться в размерах. Пока эти две силы действуют на звезду, поддерживается баланс, и она находится в так называемой фазе «Главная последовательность» звезд[3].

3. Середина жизненного цикла звезды

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,0767 до около 300 солнечных масс по последним оценкам. 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. Речь идёт не о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

Чем меньшей массой обладает звезда на главной последовательности, тем более продолжительной будет ее «жизнь», и менее грандиозным будет ее финал. Например, звезды с массой менее половины от массы Солнца – такие, которые называются красными карликами – вообще еще ни разу не «умирали» с момента Большого взрыва.

Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности миллиарды 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. Считается, что 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.

Тем не менее, из-за низкой светимости ни одна звезда красный карлик не видна на небе невооруженным глазом. Большинство звезд этого типа настолько тусклы, что астрономы до сих пор сталкиваются с серьезными трудностями при изучении их свойств.

Массы большинства красных карликов заключены в пределах от 7,5% до 60% массы Солнца, светимости от 0,01% до 7% светимости Солнца, а температура находится в диапазоне 2000 - 3800 градусов Кельвина.

В отличие от других звезд, красные карлики эволюционируют очень медленно. Вследствие низкой массы и светимости время гравитационного сжатия для этих звезд очень велико. Только по истечении миллиарда лет и более внутри них начинают идти стабильные ядерные реакции, и они «садятся» на главную последовательность.

В настоящее время все красные карлики находятся либо на главной последовательности либо на стадии гравитационного сжатия (фактически, на самой поздней стадии протозвезды). Последние красные карлики принято называть эволюционно молодыми, хотя их истинный возраст может во много раз превышать возраст старых и массивных красных гигантов. Молодые красные карлики, как правило, несколько горячее и ярче аналогичных звезд главной последовательности. Среди них много вспыхивающих звезд типа UV Кита. Вспышки на молодых красных карликах аналогичны вспышкам на Солнце, однако гораздо мощнее и происходят во много раз чаще.

Типичная звезда красный карлик живет на главной последовательности очень долго, и даже в случае самых массивных и ярких представителей этого типа звезд время пребывания на гл. последовательности превышает время жизни Вселенной. В далеком будущем, когда проэволюционируют и погибнут несколько поколений звезд типа Солнца (не говоря уже о более ярких), и Вселенная станет темной, красные карлики будут по-прежнему тускло гореть во мраке космоса, мерно, как свеча.

Согласно вычислениям и компьютерному моделированию, такие звезды из-за слабой интенсивности термоядерных реакций могут спокойно сжигать водород от десятков миллиардов до десятков триллионов лет, а в конце своего пути, вероятно, потухнут так же, как коричневые карлики.

Коричневые карлики - это космические тела, которые из-за своей массы занимают промежуточное положение между звездами и планетами. Их массы находятся в диапазоне приблизительно от 0,01 до 0,08 масс нашего Солнца.

Коричневые или бурые карлики («субзвёзды») - субзвёздные объекты (с массами в диапазоне от 5 до 75–80 масс Юпитера), в недрах которых, в отличие от звёзд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий (цикл Бете). В коричневых карликах, в отличие от звёзд главной последовательности, также отсутствуют зоны радиационного переноса энергии - теплоперенос в них осуществляется только за счёт конвекции, что обуславливает однородность их химического состава по глубине.

 Коричневые карлики были первоначально названы чёрными карликами, и классифицировались как темные субзвёздные объекты, свободно плавающие в космическом пространстве и имеющие слишком малую массу, чтобы поддерживать стабильную термоядерную реакцию. В настоящее время понятие чёрный карлик имеет совсем другое значение.
  В ранних моделях строения звёзд считалось, что для протекания термоядерных реакций масса звезды должна быть хотя бы в 80 раз больше массы Юпитера (или 0,08 массы Солнца). Гипотеза о существовании плотных звездоподобных объектов с массой меньше указанной (коричневые карлики) была выдвинута в начале 60-х годов 20-го века. Считалось, что образование их протекает во многом подобно образованию обычных звезд, но обнаружить их очень сложно, так как они практически не испускают видимого света. Наиболее сильное излучение коричневых карликов наблюдается в инфракрасном диапазоне.

 Но на протяжении нескольких десятилетий наземные телескопы, работающие в этом диапазоне, имели слишком низкую точность и поэтому были неспособны обнаружить коричневые карлики. Позднее было выдвинуто предположение, что в зависимости от компонентов, участвующих в формировании звезды, критическая масса, необходимая для протекания такого же как и в обычной звезде термоядерного синтеза гелия с участием водорода, составляет 75 масс Юпитера. Субзвёздные объекты, достаточно быстро сформировавшиеся сжатием туманности, могут иметь массу меньше 13 масс Юпитера. В них вообще исключено протекание каких-либо термоядерных реакций[4].

4. Зрелость звезды

Диаметр Солнца приблизительно равен 1 400 000 км, а температура его поверхности около 6 000°С, и оно излучает желтоватый свет. Оно на протяжении 5 млрд. лет входит в главную последовательность звезд.

Водородное «топливо» на такой звезде, приблизительно за 10 млрд. лет исчерпается, а в ее ядре останется, главным образом, гелий. Когда больше не остается чему «гореть», интенсивность излучения, направленного от ядра, уже не достаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра.

Но той энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы разогреть окружающее вещество. В этой оболочке начинается синтез ядер водорода, выделяется больше энергии.

Звезда начинает ярче светиться, но теперь уже красноватым светом, и одновременно она еще и расширяется, увеличиваясь в размере в десятки раз. Теперь такая звезда называются красным гигантом.

Яркая гигантская звезда, имеющая небольшую или среднюю массу (0.5-10 солнечных) и находящаяся на позднем этапе эволюции. Такие звезды имеют чрезвычайно протяженную атмосферу, что делает их радиус огромным (до сотен солнечных радиусов), а температуру поверхности – низкой, не более 5000 Кельвинов. Форма такой звезды очерчена нечетко из-за разряженной атмосферы. В большинстве таких звезд все еще продолжается синтез гелия из водорода, но их ядро состоит из неактивного гелия. Однако, в некоторых таких звездах из водорода образуется углерод. Красные гиганты принадлежат к спектральным классам К и М (оранжевые и красные), а также S. К ним относится и большинство углеродных звезд.

Ядро красного гиганта сжимается, а температура возрастает до 100 000 000°С и более. Здесь происходит реакция синтеза ядер гелия, превращая его в углерод. Благодаря той энергии, которая при этом выделяется, звезда еще светится каких-нибудь 100 млн. лет.

Их радиусы превосходят солнечный в сотни раз. Максимальное излучение этих звезд приходится на инфракрасную и красную области спектра. На диаграмме Герцшпрунга - Ресселла красные гиганты располагаются над линией главной последовательности, их абсолютная звездная величина колеблется в пределах чуть выше нуля или имеет отрицательное значение[5].

Площадь такой звезды превосходит площадь Солнца минимум в 1500 раз, а при этом ее диаметр приблизительно в 40 раз больше. Так как разница в абсолютной величине с нашим светилом составляет около пяти, выходит, что красный гигант излучает в сто раз больше света. Но при этом он значительно холоднее.

Солнечная температура вдвое превосходит показатели красного гиганта, и поэтому на единицу площади поверхности светило нашей системы излучает света в шестнадцать раз больше. Видимый цвет звезды напрямую зависит от температуры поверхности. Наше Солнце раскаляется добела и имеет сравнительно небольшие размеры, поэтому его называют желтым карликом. Более холодные звезды имеют оранжевый и красный свет. Каждая звезда в процессе своей эволюции может достигнуть последних спектральных классов и стать красным гигантом на двух этапах развития. Это происходит в процессе зарождения на стадии звездообразования или же на завершающей ступени эволюции. По мере того как сжимается звезда, температура ее возрастает. При этом, вследствие сокращения размеров поверхности, в разы падает светимость звезды. Она затухает. Если это «молодой» красный гигант, то в конечном итоге в его недрах запустится реакция термоядерного синтеза из водорода гелия. После чего молодая звезда выйдет на главную последовательность[6].

5. Поздние годы и гибель звезд

Белый карлик. После того как заканчивается гелий и реакции затухают, вся звезда постепенно, под влиянием гравитации, сжимается почти до размеров Земли. Энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы звезда (теперь уже белый карлик) продолжала еще некоторое время ярко светиться.

Степень сжатия вещества в белом карлике очень высока и, следовательно, у него очень большая плотность – вес одной столовой ложки может достигать тысячи тонн.

Белые карлики - это совершенно необычные звезды с размером, скорее характерном для планет (тысячи км). Хотя они остаются газовыми, но этот газ сжат чудовищно, так, что литр газа белого карлика может иметь массу в тысячи килограмм.

Белые карлики - проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать, как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.

Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105-109 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют по разным оценкам 3-10 % звёздного населения нашей Галактики.

Свойства белых карликов настолько фантастичны, что сначала существовало большое сомнение в том, что такие звезды могут вообще существовать. Но измерения подтвердили, что они именно такие, как предсказывает теория. Мощное гравитационное поле белых карликов иногда приводит к очень любопытным эффектам. Когда они образуют пару с обычной звездой, то могут на определенном этапе эволюции этой звезды оттягивать на себя ее вещество, и если оно в достаточном количестве падает и накапливается на поверхности белого карлика, то это может привести к очень мощному термоядерному взрыву упавшего газа. Такие взрывы изредка наблюдаются, они получили название взрывов «новых звезд». Они довольно редко бывают видны на небе невооруженным глазом, может быть, раз в 5-10 лет, хотя с помощью телескопов наблюдаются ежегодно. Однако большинство белых карликов ведет себя абсолютно спокойно. Со временем белый карлик будет только остывать, потому что никаких внутренних источников энергии у него уже нет, тепло не выделяется.

Сверхгиганты. Звезда, под действием выделяемой энергии, расширяется до размеров, которые в сотни раз превышают ее первоначальные размеры. Звезду на этой стадии называют сверхгигантом.

В ядре внезапно прекращается процесс производства энергии, и оно в течение считаных секунд сжимается. При всем этом выделяется огромное количество энергии и образуется катастрофическая ударная волна.

Эта энергия проходит через всю звезду и выбрасывает значительную ее часть силой взрыва в космическое пространство, вызывая явление, которое известно как вспышка сверхновой звезды[7].

Нейтронная звезда. Ядро сверхгиганта сжимается и образует небесное тело диаметром всего лишь 10-20 км, а плотность его настолько велика, что чайная ложка его вещества может весить 100 млн. тонн!!! Такое небесное тело состоит из нейтронов и называется нейтронной звездой.

Нейтронная звезда, которая только что образовалась, отличается большой скоростью вращения и очень сильным магнетизмом.

В результате создается мощное электромагнитное поле, которое испускает радиоволны и другие виды излучения. Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей.

Эти лучи, из-за вращения звезды вокруг своей оси, как бы сканируют космическое пространство. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы их воспринимаем как короткие вспышки, или импульсы (англ. Pulse). Поэтому такие звезды называются пульсарами.

Обнаружены пульсары были благодаря именно радиоволнам, которые они излучают. Сейчас стало известно, что многие из них излучают световые и рентгеновские импульсы.

Первый световой пульсар обнаружили в Крабовидной туманности. Его импульсы повторяются с периодичностью 30 раз в секунду.

Импульсы других пульсаров повторяются гораздо чаще: ПИР (пульсирующий источник радиоизлучения) 1937+21 вспыхивает 642 раза в секунду.

Нейтронные звезды имеют колоссальную, ни с чем не сравнимую плотность, поэтому их гравитационное поле невероятно сильное. Если можно было бы чисто гипотетически на поверхность нейтронной звезды уронить какое-нибудь легкое тело, скажем, один грамм массы с высоты всего один метр, то, падая на поверхность звезды, оно успеет разогнаться до скорости более 100 тысяч километров в секунду и при ударе произведет взрыв, эквивалентный взрыву мощной атомной бомбы. Нейтронные звезды - это очень любопытные тела. Быстро вращающиеся нейтронные звезды при некоторых условиях могут непрерывно излучать короткие радиоимпульсы. Такое импульсное излучение действительно было обнаружено, и его источники были названы «пульсарами». Собственно, это было первым открытием нейтронных звезд, вернее, одной из их разновидностей.

Черная дыра. Если масса ядра стареющей звезды в три и более раз выше, чем масса Солнца, а это бывает у самых массивных звезд, то даже на стадии нейтронных звезд сжатие ядра не заканчивается, и взрыв звезды завершается образованием черной дыры. Так называют объект, сила гравитации которого настолько велика, что она препятствует какому-либо излучению.

Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.

Само название - чёрные дыры - говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающего расстояние от Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность. Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры. Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в рамках законов тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация столь сильна, что привычные ньютоновские законы перестают здесь действовать. Их следует заменить законами общей теории относительности Эйнштейна. Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как он должен испытывать красное смещение, так как он теряет энергию на преодоление гравитационного поля звезды.

Вблизи черной дыры меняются свойства пространства и времени, а гравитационное поле достигает самых больших значений, которые только позволяют законы природы[8].

Заключение

В заключение резюмируем основные выводы по проделанной работе.

Во-первых, звезды образуются в результате конденсации облаков газо-пылевой среды. Под действием гравитационных сил из образовавшихся облаков формируется непрозрачный газовый шар, плотный по своей структуре. Постепенно шар сжимается настолько, что температура звездных недр повышается, и давление горячего газа внутри шара уравновешивает внешние силы. После этого сжатие прекращается.

Во-вторых, когда запасы водорода истощаются, эволюция звезд подходит к этапу образования красного гиганта.

В-третьих, продолжительность жизни звезды, как уже отмечалось, зависит от ее массы. Объекты с массой, которая меньше солнечной, очень экономно «расходуют» запасы своего ядерного топлива, поэтому могут светить десятки миллиардов лет.

В-четвертых, эволюция звезд заканчивается образованием белых карликов. Это происходит с теми из них, чья масса близка к массе Солнца, т. е. не превышает 1,2 от нее.

В-пятых, Гигантские звезды, как правило, быстро истощают свой запас ядерного горючего. Это сопровождается значительной потерей массы, в частности, за счет сброса внешних оболочек. В результате остается только постепенно остывающая центральная часть, в которой ядерные реакции полностью прекратились. Со временем такие звезды прекращают свое излучение и становятся невидимыми.

В-шестых, иногда нормальная эволюция и строение звезд нарушается. Чаще всего это касается массивных объектов, исчерпавших все виды термоядерного горючего. Тогда они могут преобразовываться в нейтронные, сверхновые звезды или черные дыры. И чем больше ученые узнают об этих объектах, тем больше возникает новых вопросов.

Список использованных источников

1. Мартынов общей астрофизики: Учебник для Вузов. 4 изд., перераб. и доп. - М.: 2013. - 640 с.

2. , Чечев элементов во Вселенной: Учебник для Вузов. - М.: 2014. - 156 с.

3. изические процессы в межзвёздной среде: Учебник для Вузов. - М.: 2013. - 337 с.

4. Лунева Мария. Эволюция звезд – Красный гигант. Статьи - 2013. [Электронный ресурс]. URL: http://fb. ru/article/67242/evolyutsiya-zvezd---krasnyiy-gigant (дата обращения 28.04.2015).

[1] , Чечев элементов во Вселенной: Учебник для Вузов. - М.: 2014. – С. 68.

[2] , Чечев элементов во Вселенной: Учебник для Вузов. - М.: 2014. – С. 73.

[3] Мартынов общей астрофизики: Учебник для Вузов. 4 изд., перераб. и доп. - М.: 2013. – С. 328.

[4] изические процессы в межзвёздной среде: Учебник для Вузов. - М.: 2013. – С. 197.

[5] Мартынов общей астрофизики: Учебник для Вузов. 4 изд., перераб. и доп. - М.: 2013. – С. 267.

[6] Лунева Мария. Эволюция звезд – Красный гигант. Статьи - 2013. [Электронный ресурс]. URL: http://fb. ru/article/67242/evolyutsiya-zvezd---krasnyiy-gigant (дата обращения 28.04.2015).

[7] Мартынов общей астрофизики: Учебник для Вузов. 4 изд., перераб. и доп. - М.: 2013. – С. 319.

[8] изические процессы в межзвёздной среде: Учебник для Вузов. - М.: 2013. – С. 247.