Рождение звёзд (стр. 4 )

Масса белых карликов не может превышать некоторого значения - это так называемый предел Чандрасекара, равны примерно 1,4 массы Солнца.

3.2.  Нейтронные звёзды.

Нейтронная звезда - это конечное состояние эволюции более массивных звезд (от 10 до 30 солнечных масс). Давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие, сжатие продолжается. Сильная гравитация в недрах  заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность (плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды), что огромная звездная масса в 1,5-2 раза больше солнечной  сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом всего 10-20 километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда.  Максимально возможная масса нейтронной звезды носит название предела Оппенгеймера-Волкова, который в любом случае не больше трех масс Солнца. . Нейтронные звезды обладают огромным магнитным полем в миллиарды раз превышающем магнитное поле земли. Период их обращения становится чрезвычайно мал,  по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами. Первое наблюдение нейтронной звезды состоялось в 1968

3.3 Чёрная дыра.

Чёрная дыра - это конечное состояние эволюции звёзд в 30 и более раз превосходит массу Солнца. Если образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра. Черные дыры образуются в результате коллапса гигантских нейтронных звезд (более 3 масс Солнца). При сжатии их гравитационное поле уплотняется все сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть ее притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в черную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звезд он составляет несколько десятков километров. Поскольку черные дыры не светят, то единственный путь судить о них - это наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела. Сам термин "черная дыра" введен в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды.

Дырами такие объекты прозваны потому, что все, слишком близко приблизившееся к ним, неминуемо падает на их поверхность, и ничто уже не может ее покинуть. Все вещество как бы пропадает в черной дыре безвозвратно. Первоначальная масса звезды, из которой в конце получится черная дыра,

Дальнейшая жизнь, как нейтронной звезды, так и черной дыры мало отличаются друг от друга. В настоящее время известен квантово-механический механизм "испарения" черных дыр и нейтронных звезд. Однако для их полного испарения требуются времена более чем в 1030-1040 раз превышающие время существования вселенной. Приложение .

4 .Жизненный цикл Солнца.

Наше Солнце, являющееся обычной звездой, находится на этой последовательности уже в течение 5-6 млрд. лет и, по-видимому, проведёт на ней ещё столько же времени, оно находится в середине своего эволюционного пути. Но если бы исходная масса Солнца была всего вдвое выше, то его эволюция уже давно закончилась бы, и жизнь на Земле так и не успела бы достигнуть своей вершины в образе человека. Приложение№11. 

Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. По современным представлениям, излучение энергии звезд вызывает уменьшение их массы. В этом смысле, следует понимать, что энергия и масса - одно и то же. Солнце теряет ежесекундно миллионы тонн. Однако, за 5 миллиардов лет своего существования оно израсходовало лишь половину имеющегося в его недрах ядерного горючего. При вторичном сгорании гелия в ядре: из трех ядер гелия  образуется одно ядро углерода,  звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через  большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезда будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно и не превратится в чёрного карлика.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой. Через 8—9 миллиардов лет оно превратится сначала в красный гигант, затем, сбросив оболочку, станет белым, а после и «черным» карликом.

Заключение

Мир звёзд очень разнообразен, но и в нём есть определённые закономерности. Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет.  Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они эволюционируют. Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно людям рождаются, живут и умирают. Приложение№12.

Приложение ( Спиралевидная галактика)
Приложение   (Комплекс молекулярных облаков в Орионе.)
Приложение ( Рождение протозвезды)
Приложение (Двойные звёздные системы) Приложение ( Люди - гиганты и карлики. Представители разных рас. )   ( Приложение (Зависимость цвета от температуры) Звезда Арктур из созвездия Волопаса, желто-оранжева. Звезда Ригель из созвездия Ориона, бело - голубая. Звезда Антарес из созвездия Скорпиона, ярко-красная. Приложение (Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.)
Приложение (Модель голубого гиганта и красного карлика) Модель Солнца и  красного гиганта.

Приложение

Приложение

Приложение

Приложение№11

Приложение№12

ЛИТЕРАТУРА

[1]. троение и эволюция звезд. М., 1973

[2]. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. М., 1984

[3]. , Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988

[4].  Бисноватый-, Физические процессы теории звездной эволюции. М., 1989

[5]. , , Протозвезды. Где, как и из чего формируются звезды. М., 1992

[6]. , , . Астрономы. 2-е изд., Киев, 1986.

[7]. Физика космоса. 2-е изд., М.:Советская энциклопедия, 1986.

[8]. . Сокровища звездного неба. 2-е изд., М.:Наука, 1980.

[9]. . Звездная астрономия. 2-е изд., М.:Наука, 1985.

[10]. С. Шапиро, С. Тьюколски. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. М.: Мир, 1985.

Ресурсы использования интернета URL-адреса http://myastronomy. ru/PAGE/Humor/Humor. html