Зарождение и эволюция
Звезд
Выполнила: Цёма Милена, МАОУ Лицей 64, 10Б.
Презентация по астрономии для учащихся старших классов
Где формируются звезды?
Основные области звездообразования –
межзвездные молекулярные облака
(туманности). Они состоят из водорода на
90% и гелия примерно на 10%, а также могут
содержать некоторые другие химические
элементы в малых количествах. Обычно
звездообразование начинается в
молекулярных облаках с массой 10^5 M⊙
и температурой от 10 до 100 К.
Звездообразование в таких областях длится
не более нескольких десятков миллионов лет
Пример 1. Туманность Ориона
Активная область звездообразования
Стадии формирования новой звезды
Развивается из-за внешних и внутренних воздействий
Гравитационная неустойчивость
Из-за увеличения плотности
Фрагментация облака
Под действием собственной гравитации
Начало сжатия облака
С собственным устойчивым ядром
Формирование протозвезды
02
04
03
01
Формирование гравитационной неустойчивости
Гравитационная неустойчивость – нарастание плотности флуктуаций со временем из-за действия сил тяготения.
Флуктуация – случайное отклонение плотности вещества в какой-либо точке пространства газопылевого облака
Гравитационная неустойчивость может возникать вследствие внешнего воздействия на газопылевое облако. Это может быть столкновение с другим облаком, гравитационное воздействие находящихся рядом звезд или взрыв сверхновой рядом с этим облаком.
Неустойчивость внутри облака
Однако гравитационный коллапс запускают не только внешние процессы. Часто звездообразование внутри может начаться самопроизвольно, особенно это характерно для больших облаков.
Стабильность туманности поддерживается динамическим равновесием: с одной стороны, она постоянно стремится сжаться под воздействием собственной гравитации. С другой стороны, её от этого удерживает кинетическая энергия молекул газа внутри облака, величина которой зависит от температуры, состава и плотности газа.
Рисунок 1. Действующие силы внутри облака
Масса Джинса (Mj) при сжатии облака
Так как за гравитационное притяжение отвечает масса, при ее увеличении в какой-то момент кинетическая энергия молекул газа больше не сможет сдерживать гравитационное сжатие и туманность начнет неизбежно коллапсировать. За количественную характеристику этой массы отвечает такое понятие, как масса Джинса. Эта величина зависит от нескольких постоянных, а также от внутренних характеристик газа и индивидуально для каждого облака. Зная ее, можно рассчитать состав туманности и наоборот.
G— гравитационная постоянная,
Rg— универсальная газовая постоянная.
µ-молярная масса газа
ρ – плотность газа
Т - температура
Дальнейшее сжатие облака
После формирования гравитационной неустойчивости Облако начинает сжиматься. При этом в процессе сжатия оно претерпевает некоторые изменения:
Увеличивается температура газа, однако пока он прозрачен и вся энергия тепла уходит в виде излучения
Увеличивается плотность облака, что уменьшает массу Джинса (см. формулу расчета), из-за чего происходит фрагментация облака. Данный факт объясняет то, что звезды обычно образуются скоплениями.
Пример 2. NGC 604 — крупная звёздообразующая туманность
Стадия формирования протозвезды
Стадия протозвезды – стадия, на которой формируется ядро звезды. При этом на ядро продолжается аккреция (падение) вещества из молекулярного облака. Предшествует формированию этого ядра два этапа:
1. Быстрое сжатие облака, при котором газ еще прозрачен и активно излучает тепло
2. Медленное сжатие облака – газ становится непрозрачным, вследствие чего излучение уже не так активно и формируется ядро звезды
Пример 3. HL Тельца и ее протопланетный диск
Стадия протозвезды
Сформированное ядро является стабильным и непрозрачным, способно излучать в видимом диапазоне. Также продолжается аккреция (падение) газа на него, вследствие чего газ ионизируется и начинает излучать в инфракрасном диапазоне, образуя так называемую фотосферу вокруг ядра
Из вещества, которое осталось рядом со звездой формируется протопланетный диск, из которого впоследствии могут формироваться планеты.
Рисунок 2. Структура протозвезды.
1 — свободно падающее вещество
2 — фотосфера, излучающая в инфракрасном диапазоне
3 — непрозрачная газопылевая оболочка
4 — фронт ударной волны
5 — гидростатически равновесное ядро
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Диаграмма Герцшпру́нга — Ра́ссела – диаграмма расселения, используемая в астрономии, которая отражает зависимость светимость звезд от температуры. На ней распределены все известные звезды, которые образуют на диаграмме характерные скопления
I — сверхгиганты.
II — яркие гиганты;
III — гиганты;
IV — субгиганты;
V — звёзды главной последовательности;
VI — субкарлики;
VII — белые карлики.
Термоядерные реакции в звездах
Основной путь термоядерных реакций в центральной части звезды – так называемый протон-протонный цикл (р-р цикл). В данном цикле идёт последовательное слияние протонов напрямую с превращением 4 протонов в ядро гелия, и этот процесс доминирует при меньших температурах — в ядрах звёзд малой массы.
Рисунок 3. р-р цикл
Термоядерные реакции в звездах
Тройная гелиевая реакция (тройной альфа-процесс) — цепочка термоядерных реакций в недрах звёзд, в ходе которой три ядра гелия-4 образуют ядро углерода-12. Характерна для поздних стадий эволюции, когда водородный источник энергии исчерпан.
Рисунок 4. Тройной альфа- процесс
Главная последовательность
При переходе на главную последовательность у звезды формируется гравитационно равновесная* структура и начинают протекать реакции синтеза гелия из водорода по ранее упомянутому р-р циклу. На данной стадии звезда проводит около 90% своей жизни. Однако более массивные звезды преодолевают эту стадию достаточно быстро, так как у них более высокие температуры и скорость термоядерного синтеза.
*Гравитационное равновесие – равновесие между кинетической энергией термоядерного синтеза в ядре и потенциальной энергией внешних оболочек звезды
Главная последовательность
Для звезд главной последовательности характерна линейная зависимость между их массой и многими другими характеристиками: светимостью, цветом, радиусом. Эти звезды можно распределить по спектральным классам, которые представлены в таблице
Рисунок 5. Таблица спектральных классов
Эволюция звезды после главной последовательности
После того, как основное топливо для термоядерных реакций в недрах звезды – водород - подходит к концу, она проходит еще несколько стадий, на которых сжигает другие элементы. Однако эти стадии длятся сравнительно недолго и на них звезда может становится нестабильной. Также после главной последовательности может сильно изменятся светимость и температура звезды, которые больше не зависят от ее массы. Для описания эволюции звезды после главной последовательности используют специальные диаграммы объектов разных масс.
Пример 4. Шаровое звёздное скопление NGC 288. Видны звезды на разных стадиях эволюции
Диаграммы эволюции звезд разных масс
Диаграммы эволюции звезд разных масс
Основные этапы
Сжатие и нагрев звезды
Ветвь субгигантов
Использование тройной гелиевой реакции, увеличение температуры
Голубая петля
Использование слоевого источника водорода, увеличение светимости
Ветвь красных гигантов
Горение гелия в слоевом источнике
Асимптотическая ветвь гигантов
Стадия субгигантов
Наступает, когда водород для ядерных реакций остается только во внешней оболочке звезды (Такой источник называется слоевым, тогда как основной источник находился в ядре). Для начала этих реакций в оболочке, звезда сначала немного сжимается и разогревается (на диаграмме соответствует «крюку»). После звезда начинает постепенно остывать и увеличиваться в размерах.
Рисунок 6. Модель солнца на стадии субгигантов
Ветвь красных гигантов
На этом этапе гелиевое ядро, которое близко к состоянию идеального газа, начинает сжиматься. При этом верхние слои звезды сильно расширяются, часть из них даже может преобразоваться в звездный ветер.
Ядро не имеет стабильного источника энергии, поэтому остывает, увеличивая светимость и радиус звезды.
Сжатие ядра в определенный момент запускает тройную гелиевую реакцию. При чем у массивных звезд это более медленный процесс, а у мелких происходит волнообразно за несколько минут (это получило название гелиевая вспышка)
Горизонтальная ветвь и голубая петля
Далее для звезд разной массы есть два пути развития:
Для звезд меньшей массы – горизонтальная ветвь. После начала реакций с гелием у звезды понижается светимость и возрастает температура. Также на этом этапе возможно образование переменных звезд.
Для звезд большей массы – голубая петля. Так как для таких звезд начало реакции синтеза из гелия происходят не так резко, большого уменьшения светимости не происходит, зато происходит увеличение температуры. Также на этой стадии могут образоваться переменные звезды (цефеиды).
Рисунок 7. Строение звезды на стадии голубой петли
Цефеиды или переменные звезды
Тройная гелиевая реакция внутри звезды обуславливает нестабильность некоторых звезд. Она проявляется в том, что звезды начинают ритмично изменять радиус со временем. Большая часть таких объектов образуется на горизонтальной ветви или голубой петле. Важная особенность таких звезд в том, что их длинна их периодов прямо пропорциональна светимости. Это позволяет астрономам использовать их как «стандартные свечи» и точно определять расстояние до многих объектов в космосе
Пример 5. RS Кормы, одна из самых ярких цефеид в Млечном Пути.
Асимптотическая ветвь гигантов
После прохождения голубой петли или горизонтальной ветви начинается асимптотическая ветвь гигантов – стадия, при которой гелий начинает гореть во внешних слоях звезды. При этом происходят похожие процессы, как и на стадии красных гигантов: звезда увеличивается и охлаждается, большая часть ее вещества теряется в виде солнечного ветра. Даже сама стадия названа так, потому что на диаграммах проходит близко к ветви гигантов.
На каждой стадии, если зажечь соответствующие реакции звезде не удалось, она сбрасывает внешние оболочки и становится белым карликом
Финальные стадии эволюции
После того, как звезда больше не может зажигать термоядерные реакции из-за отсутствия топлива (обычно это происходит, когда заканчивается гелий) есть несколько путей последующей эволюции.
Звёзды с массами менее 8—10 M⊙ становятся белыми карликами. Они сбрасывают внешние оболочки и остается только небольшое ядро, состоящее из гелия, углерода и кислорода. Оно продолжает излучать из-за высоких температур около 7000 К и постепенно остывает, превращая звезду в черных карлик.
Финальные стадии эволюции
Если масса ядра составляет более 1,46 M⊙ никакие частицы внутри ядра не могут компенсировать собственное гравитационное воздействие: происходит взрыв сверхновой. При этом все оболочки звезды «падают» на нее, разгоняются и отталкиваются. Взрыв сверхновой похож на большой космический фейерверк, в ходе которого выбрасываются огромные количества радиоактивного излучения и синтезируются новые элементы. После взрыва на месте прежней звезды может остаться нейтронная звезда (полностью состоящая из нейтронов) или черная дыра.
Пример 7. Крабовидная туманность – остаток взрыва сверхновой 1054 г. н.э.
Список использованной литературы
Эволюция звезд. Джеймс Трефил. Статья из научно-популярного журнала «Элементы» https://elementy.ru/trefil/21099/Evolyutsiya_zvezd
Яндекс.Дзен. Цефеиды: древние маяки космоса
https://dzen.ru/a/ZLDnMvSNHwjL9TQZ
3. Формирование звезды – Википедия/Звездообразование – Рувики: Интернет-энциклопедия https://ru.ruwiki.ru/wiki/https://ru.wikipedia.org/wiki/
Эволюция звезд – Википедия https://ru.wikipedia.org/wiki/
5. Стивен Хокинг «Краткая история времени», Издательство АСТ, Москва, пер. с англ. А.К. Дамбиса, 2022-320 с.
