Презентация "Эволюция звезд. Двойные системы"

Звезды. Этапы эволюции

При образовании Вселенной появились только водород и гелий, мелкие добавки лития, дейтерий. Соответственно, первые звезды могли состоять только из водорода и гелия, и взрывы этих объектов как раз и давали начало рождению первых тяжелых элементов .Потом цепочка продолжалась: выброшенное вещество входило в состав нового поколения звезд и т. д.

Первые звезды, состоявшие только из водорода и гелия, могли быть очень массивными. В тысячу раз тяжелее Солнца! Сейчас таких уже не делают. Они могли порождать первые черные дыры, которые были в десятки раз тяжелее тех, что сейчас возникают из звезд. А потом первые звездные черные дыры стали зародышами того, что сейчас мы наблюдаем как сверхмассивные черные дыры в центрах галактик.

Звезды – самые первые объекты во Вселенной. Современные компьютерные модели эволюции нашего мира говорят нам, что звезды образуются раньше галактик, поэтому самый первый свет, который возник во Вселенной, – это все-таки свет звезд. За исключением того, что когда-то светилась сама Вселенная, потому что была еще горячей.

Звезды непрерывно формируются из межзвездной среды (в нашей Галактике образуется несколько звезд в год, а есть системы, где темп в десятки раз выше). В конце своей жизни они сбрасывают внешние слои. Делают они это или спокойно, или в результате взрыва сверхновой. В итоге что-то остается (белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра), но большая часть вещества попадает обратно в межзвездную среду и может войти в состав следующего поколения звезд. Через десятки или даже сотни миллиардов лет газ будет потихонечку истощаться, поэтому новые звезды будут образовываться очень редко. Сейчас мы это уже видим в эллиптических галактиках – там очень мало плотного холодного газа, из которого легко могут образоваться новые светила, и поэтому все звезды уже очень старые.

От массы, в первую очередь, зависит, сколько звезда будет жить, во что она превратится, какие метаморфозы будет претерпевать на жизненном пути, какой будет ее светимость на разных этапах эволюции и т. д. Самые легкие звезды (в 10–13 раз легче Солнца) живут очень-очень долго, и реакции в них не идут дальше превращения водорода в гелий. Пока ни одна такая одиночная звезда во Вселенной не окончила свой жизненный путь, но когда-нибудь они станут гелиевыми белыми карликами. Самые тяжелые (раз в сто тяжелее нашей звезды) живут всего лишь пару миллионов лет и чаще всего превращаются в черные дыры. В процессе эволюции звезда может увеличивать свой размер в сотни раз, а потом сбрасывать внешние слои и снова уменьшаться. Это сопровождается изменением мощности излучения и температуры. Меняется скорость вращения звезды, ее внутренняя структура и состав. Однако все эти превращения почти полностью предопределены начальной массой.

8M C Эпизод III Эпизод I Эпизод II Молодая звезда Расцвет жизненного пути Протозвезда Эпизод IV Гибель звезды Из-за вновь начавшегося сжатия происходит коллапс, который приводит к т.я. реакции с участием гелия. Этот процесс стимулирует невероятное расширение звезды. Теперь она – красный гигант. Окончательное выгорание кислорода, углерода. Увеличивается атмосфера оболочки и быстрая потеря газовой составляющей. Новые звезды образуются из больших, холодных (10 К) облаков пыли и газа (Н), между существующими звездами в галактике. Образуются сгустки из-за прохождения ближайшей звезды или ударной волны от взрывающейся сверхновой. Сгустки рушатся внутрь, притягивая газ (гравитация), сжатие, нагрев. Сгусток начинает вращаться и расплющиваться в диск. Млн. лет: в центре диска образуется небольшое горячее ядро (1500К) – протозвезда. Т протозвезды  7 млн. градусов Кельвина, Н  Не. Материал продолжает падать в молодую звезду, т.к. коллапс под действием силы тяжести больше, чем давление, оказываемое ядерным синтезом. Температура протозвезды увеличивается. Середина жизни. Переход на следующий этап происходит при выгорании водорода, термоядерные реакции останавливаются. Если достаточная масса (0,1 M C или больше) падает в протозвезду, то начинается устойчивый синтез. Если массы недостаточно, звезда не сформируется и становится коричневым карликом." width="640"

Этапы жизненного цикла звезды

• М
• 3M C  8M C
• М8M C

Эпизод III

Эпизод I

Эпизод II

Молодая звезда

Расцвет жизненного пути

Протозвезда

Эпизод IV

Гибель звезды

Из-за вновь начавшегося сжатия происходит коллапс, который приводит к т.я. реакции с участием гелия. Этот процесс стимулирует невероятное расширение звезды. Теперь она – красный гигант. Окончательное выгорание кислорода, углерода. Увеличивается атмосфера оболочки и быстрая потеря газовой составляющей.

Новые звезды образуются из больших, холодных (10 К) облаков пыли и газа (Н), между существующими звездами в галактике. Образуются сгустки из-за прохождения ближайшей звезды или ударной волны от взрывающейся сверхновой. Сгустки рушатся внутрь, притягивая газ (гравитация), сжатие, нагрев. Сгусток начинает вращаться и расплющиваться в диск. Млн. лет: в центре диска образуется небольшое горячее ядро (1500К) – протозвезда.

Т протозвезды  7 млн. градусов Кельвина, Н  Не. Материал продолжает падать в молодую звезду, т.к. коллапс под действием силы тяжести больше, чем давление, оказываемое ядерным синтезом. Температура протозвезды увеличивается.

Середина жизни. Переход на следующий этап происходит при выгорании водорода, термоядерные реакции останавливаются.

Если достаточная масса (0,1 M C или больше) падает в протозвезду, то начинается устойчивый синтез. Если массы недостаточно, звезда не сформируется и становится коричневым карликом.

Звездная туманность

Туманность – облако пыли и газа, разрушающегося под собственным весом. Когда облако рушится, становится теплее. При определенной температуре начинается ядерное слияние.

Звезда главной последовательности

Внешнее давление, вызываемое термоядерным синтезом, уравновешивается силой тяжести. Энергия, создаваемая ядерным синтезом, испускается как излучение.

Красный гигант

Когда звезда расходовала ядерное топливо (водород), ее размеры увеличиваются, а внешние слои охлаждаются,. Звезда становится красной

Планетарная туманность

Возникает, когда внешние слои теряются при переходе от красного гиганта к белому карлику.

Белый карлик

Горячая, маленькая, плотная, мертвая звезда. Это ядро звезды, которое остается после того. Как наружные слои отошли в планетарную туманность

Черный карлик

Горячее, плотной ядро белого карлика прекращает излучать свет .

Этапы жизненного цикла звезды

!

Планетарными назвали потому, что несколько веков назад наблюдатели в телескоп видели туманный диск, похожий на диск планеты.

ЗВЕЗДНАЯ ТУМАННОСТЬ

МАССИВНАЯ ЗВЕЗДА ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ

ПЛАНЕТАРНАЯ ТУМАННОСТЬ

КРАСНЫЙ СВЕРХГИГАНТ

Ядро звезды разрушается, вызывая сильный взрыв (сверхновой), бросая внешние слои звезды в космос

или

То, что осталось после взрыва – очень плотное ядро - нейтронная звезда

Черная дыра – область пространства, где гравитация настолько велика, что даже свет не может убежать

Время жизни на ГП примерно 10 млрд. лет (у звезд примерно как Солнце) Остальные этапы эволюции значительно короче

В процессе эволюции звезда может увеличивать свой размер в сотни раз, а потом сбрасывать внешние слои и снова уменьшаться. Это сопровождается изменением мощности излучения и температуры. Меняется скорость вращения звезды, ее внутренняя структура и состав. Однако все эти превращения почти полностью предопределены начальной массой. Если звезда одна, то массу в процессе своей жизни она может только терять. От звезды дует звездный ветер – иногда посильнее, иногда послабее, – и масса уменьшается. Но все эти потери уже предопределены тем, какой была масса в начале. Поэтому было бы здорово придумать способ менять (то уменьшать, то увеличивать) массу звезды в течение ее жизни. Есть один хороший способ это делать – разместить рядом вторую звезду, причем так близко, что на каких-нибудь этапах эволюции звездной пары вещество могло бы перетекать с одной звезды на другую (например, когда одна из звезд многократно увеличивает свой размер, превращаясь в красного гиганта). Именно это происходит в двойных системах, поэтому жизнь звезды в двойной системе сразу становится гораздо интереснее. Ее судьба может радикально изменится благодаря взаимодействию со своей соседкой.

Двойные системы

Белые гелиевые карлики

Сверх

новые

Новые

На их образование

надо еще

десятки

миллиардов

лет

Старая система

из белого

карлика и

обычной звезды

Нейтронная звезда

или

черная дыра

Двойные звезды

Двойная звезда представляет собой систему, состоящую из двух объектов (звезд), связанных между собой гравитационными силами .

Двойная система из О-звёзд в представлении художника

Мицар и Алькор – самая знаменитая двойная звезда

Обе звезды, входящие в систему, вращаются вокруг общего центра их масс. Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики. Например, звезда А может иметь большую массу или размер, чем звезда В.

Двойные звезды помечают латинскими буквами традиционно. Обычно буквой «А» помечают более яркого и массивного компаньона. Буквой «В» — менее яркую и массивную звезду.

Ярким примером системы двойной звезды выступает ближайшая к нам звездная система – Альфа Центавра А и В.

Сириус – А и В

Классификация

Причина : двойные звезды могут отличаться по типу своего происхождения, физическим параметрам и прочим характеристикам

1. По типу обмена массами

Звезды, между которыми он происходит , происходил или будет происходить в будущем

Звезды, между которыми не происходит обмена масс

Контактные (обе звезды заполняют свои полости Роша)

Полуразделенные (полости Роша заполняет только одна звезда

2. По способу наблюдения

Визуальные

Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными, или визуально-двойными. При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют угол между направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную звезду с её спутником.

Спектрально-двойной называют звезду, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется.

Спектральные

Бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными

Затменные

Астрометрические

В случае визуально-двойных звёзд мы видим перемещение по небу сразу двух объектов. Однако, если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность всё равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах .

Открытие двойных звезд

1767 год. Джон Митчелл, английский астроном, выдвинул гипотезу о существовании систем двойных звезд

Д.Митчелл

Доказательством этой гипотезы послужили наблюдения, произведенные в 1802 году другим британским физиком Уильямом Гершелем. В период с XIX по XX век ученые активно изучали двойные звезды.

У.Гершель

Феномены двойных звезд

Парадокс Алголя

Алголь – это двойная звезда в созвездии Персея. Согласно общей теории эволюции небесных светил, чем больше масса звезды, тем быстрее она проходит все стадии эволюции. Но Парадокс Алголя заключается в том, что Алголь В – компонент двойной звезды, который обладает меньшей массой, эволюционно старше более массивного компонента этой системы – Алголь А.

Обмен массами

Компоненты двойных звезд способны обмениваться своими массами и частицами друг с другом. У каждого из компонентов есть полость Роша – область, в которой гравитационные силы одного компаньона преобладают над гравитационными силами другого. Точка соприкосновения полостей Роша обеих звезд именуется точкой Лагранжа. Через эту точку возможно перетекание вещества одного компаньона к другому.

Интересные факты

• Примерно половина всех звезд в наблюдаемой Вселенной – двойные. Возможно, их даже больше, чем звезд-одиночек.

• В большинстве случаев оба компаньона системы двойной звезды имеют одинаковый возраст, но часто один компаньон превосходит другого массой и стадией эволюционного развития.
• Иногда в системах двойных звезд можно обнаружить нейтронную звезду или черную дыру.
• Двойные звезды могут обмениваться друг с другом своим веществом.
• Любители астрономии различают оптически двойные и физически двойные звездные системы. Первые – это просто звезды, находящиеся рядом на ночном небе. Вторые – настоящая двойная звездная система, где обе звезды-компаньоны вращаются вокруг общего центра масс.

изначально Тяжелая, эволюционировала быстрее, т.е. раздувалась. Часть вещества не улетела, а перетекла на соседку «худышку». «Худая». «Толстела» за счет перетекания вещества с 1-ой звезды . Масса увеличилась. Эволюция протекает быстрее. сегодня М 1 Тяжелая звезда при одном и том же возрасте выглядит более «пожилой» Тяжелая звезда при одном и том же возрасте выглядит более «пожилой» Белые гелиевые карлики ( на их образование надо еще десяток млрд лет ) Двойная система Стадия выгорания 2-я звезда «обдирает»внешние слои и оставляет «голое» гелиевое ядро 1-ая звезда как Солнце или больше Гелиевый карлик!" width="640"

Двойные звезды (системы)

2-я звезда

1-ая звезда

М 1

М 2

изначально

Тяжелая, эволюционировала быстрее, т.е. раздувалась. Часть вещества не улетела, а перетекла на соседку «худышку».

«Худая». «Толстела» за счет перетекания вещества с 1-ой звезды . Масса увеличилась. Эволюция протекает быстрее.

сегодня

М 1

Тяжелая звезда при одном и том же возрасте выглядит более «пожилой»

Тяжелая звезда при одном и том же возрасте выглядит более «пожилой»

Белые гелиевые карлики ( на их образование надо еще десяток млрд лет )

Двойная система

Стадия выгорания

2-я звезда «обдирает»внешние слои и оставляет «голое» гелиевое ядро

1-ая звезда как Солнце или больше

Гелиевый карлик!

Новые

Название «новая звезда» появилось в XVI веке благодаря Тихо Браге, наблюдавшему, как на небе «зажглась новая звезда». Условие: наличие двойной системы.

Но это не новые и не молодые, а очень даже старые двойные системы: из белого карлика и обычной звезды. Вещество с обычной звезды стекает на поверхность белого карлика, масса увеличивается, и, когда плотность и температура достигают критических значений, происходит термоядерный взрыв. Внешние слои на белом карлике взрываются, резко увеличивается светимость, мы видим не видимый прежде яркий объект и называем его «новой звездой», некоторые из них вспыхивают по несколько раз . Если бы не было двойных систем, то не было бы таких объектов.

Белый карлик

Обычная звезда

Новая звезда

Белый карлик

Новая звезда

Нормальная звезда

Сверхновые

Сверхновые

1.

2.

Ядро тяжелых звезд в конце их жизни коллапсирует. Звезда взрывается, вещество обрушивается внутрь

Белый карлик в двойной системе увеличивает массу за счет превращения другой (нормальной) звезды в красного гиганта. В итоге масса белого карлика дорастет до предельной, взрыв. ( тип звезды I а ). Такие взрывы видим в других галактиках на расстоянии несколько млрд св. лет.

или

Мощный взрыв,

полное разрушение объекта. Повтора, как у новой звезды, не будет.

Взрыв сверхновой

Черная дыра

Процесс перетекания вещества примерно такое же, как в системе с новой звездой

Белый карлик

Новая звезда

Нормальная звезда

Сверхновые

Сверхновые

2.

1.

Ядро тяжелых звезд в конце их жизни коллапсирует. Звезда взрывается, вещество обрушивается внутрь

Белый карлик в двойной системе увеличивает массу за счет превращения другой (нормальной) звезды в красного гиганта. В итоге масса белого карлика дорастет до предельной, взрыв. ( тип звезды I а )

или

Мощный взрыв,

полное разрушение объекта. Повтора, как у новой звезды, не будет.

Взрыв сверхновой

Черная дыра

Процесс перетекания вещества примерно такое же, как в системе с новой звездой

Если мы подумаем об очень далеком будущем Вселенной – речь идет не о миллионах или миллиардах, а о десятках или даже сотнях миллиардов лет, – то, конечно же, газ будет потихонечку истощаться. То есть спустя многие-многие годы новые звезды будут образовываться очень редко. Сейчас мы это уже видим в эллиптических галактиках – там очень мало плотного холодного газа, из которого легко могут образоваться новые светила, и поэтому все звезды уже очень старые.

В далеком будущем это ждет все галактики: новые поколения звезд не будут формироваться, и тогда лишь уже образовавшиеся легкие звезды будут потихоньку доживать свой век. Ведь массивные звезды живут не очень долго, они быстро взорвутся, превратятся в нейтронные звезды и черные дыры. А маломассивные звезды могут существовать десятки миллиардов лет, пока не пережгут весь свой водород и не дойдут до стадии красного гиганта, а потом – белого карлика.

В конце концов, если Вселенная будет вечно расширяться, то через сотни миллиардов лет она останется без звезд. Мир станет «безвидным и пустым»: из объектов звездных масс будут в нем лишь белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры.