Матеріали для Нової української школи 1 клас - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

АСТРОНОМІЯ - Золота колекція рефератів - 2018

ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК

За сучасними уявленнями вчених Всесвіт постійно еволюціонує як єдине ціле. І в руслі цієї глобальної еволюції виникають, змінюються й припиняють існування всі космічні об’єкти. Розглянемо загальновизнані наукові гіпотези зоряної еволюції.

Зірка починає своє існування як згусток речовини, що стискається під дією власного тяжіння. У ході стиснення речовина нагрівається й у пій зростає тиск, що незабаром починає перешкоджати цьому стисненню. Поступово тиск зупиняє стиснення і в згущенні досягається рівновага, баланс обох сил — сили тяжіння, що прагне й далі стискати речовину, і сили тиску, що діє проти стискання.

Але ще до зупинки стиснення тиск, температура й густина у внутрішній, центральній ділянці згустку досягають настільки високих значень, що там «запалюються» термоядерні реакції. Вони слугують джерелом енергії, завдяки якій підтримується висока температура й високий тиску зоряних надрах. Ця енергія живить випромінювання зірки.

Сонце — це газова куля, що перебуває в рівновазі під дією сил тяжіння й тиску. У його надрах тиск складає 1016 Па, температура — 15 млн градусів, густина — 105 к/м3. Там триває реакція перетворення ядер водню на ядра гелію. За рахунок цього Сонце одержує щомиті 4 • 1020 Дж енергії. Воно може світити ще не менше 10 млрд років, поки водень у його надрах не перетвориться па гелій.

Енергія, випромінювана в одиницю часу, називається світністю зірки. Світність Сонця Lʘ = 4 • 1026Вт, не дуже висока, тому воно вважається зіркою-карликом. Зустрічаються зірки-гіганти, світність яких у десятки тисяч разів більша. Ці зірки мають маси, що іноді в десятки разів переважають масу Сонця. Узагалі ж зірки не занадто сильно відрізняються одна від одної за масою: найбільші з відомих зірок мають масу близько 50 Мʘ, а найменші — близько 0,01 Мʘ. Розходження світності набагато сильніше: від (10-3— 10-4)Lʘ y зірок, що називаються білими карликами, до (104— 106) Lʘу зірок-гігантів і надгігантів.

Чим більша зірка, тим яскравіше вона світить; при цьому залежність світності зірки від маси, як видно з наведених даних, сильніша, ніж за законом прямої пропорційності. Для зірок, які у три й більше разів переважають за масою Сонце, світність пропорційна кубу маси. Оскільки запаси ядерної енергії визначаються вмістом водню в зірці, тобто фактично її масою, то час вичерпання запасів ядерного пального обернено пропорційний квадрату маси зірки. Якщо, наприклад, зірка має масу 30 Мʘ, то її основне пальне — водень — буде витрачене за 10 млн років. Після вичерпання водню центральна ділянка зірки стискається, температура й густина у мій підвищуються, і через це стає можливим горіння водню в шарі, що оточує центральну зону. Усе це призводить до істотної перебудови внутрішньої структури зірки. На цих пізніх стадіях своєї еволюції зірка розбухає, її зовнішні шари розширюються, тоді як центральна зона, ядро зірки, продовжує поступово стискатися. Поверхневі шари можуть відділятися від щільного ядра й утворювати довкола нього газову хмару (туманність).

Що ж до ядра, то рано або пізно ядерні джерела енергії виявляться в ньому вичерпаними. Ядро зірки, що не живиться більше енергією, починає охолоджуватися, тиск у ньому падає. І незабаром сила тиску виявляється вже недостатньою для протидії власній вазі зоряної речовини. Ядро зазнає подальшого швидкого стискання, підсумком якого залежно від маси ядра може бути один із трьох нових станів.









загрузка...