Эволюция звезды и её роль в присхождении жизни
реклама
Акбулакская СОШ №1 Исследовательская работа «Эволюция звезды и её роль в происхождении жизни» Автор: Катасонова Ирина, 10 класс. Руководитель: Игнатьев Владимир Юрьевич, учитель информатики Акбулак 2013 Содержание 1. Введение……….……………………..………………………….…………...2 2. Основная часть Глава 1. Понятие эволюции звезд ………………………......………… 1.1. Белый карлик …………………………..……... 1.2. Нейтронная звезда…………………..……………………... 1.3. Черная дыра……………………………………………… Глава 2. Важнейшие закономерности в мире звезд …………… 2.1. Звезда Сириус 2.2. Звезда Альдебаран 2.3. Звезда Бетельгейзе 2.4. Смерть звезды Глава 3. Влияние Солнца на жизнь Земли……………………… 3. Заключение………………………………………………..…..…. 4. Список информационных источников………………………………………… 5. Приложения………………………………………………………….. Введение «Звезды — это уличные фонари вечности». Алексей Виноградов Солнце играет исключительную роль в жизни Земли. Весь органический мир нашей планеты обязан Солнцу своим существованием. Солнце – не только источник света и тепла, но и первоначальный источник многих других видов энергии (энергии нефти, угля, воды, ветра). Издавна у разных народов Солнце было объектом поклонения. Его считали самым могущественным божеством. Культ непобедимого Солнца был одним из самых распространенных (Гелиос – греческий бог Солнца, Апполон – бог солнца у римлян, Митра – у персов, Ярило – у славян и т.д.). В честь Солнца воздвигали храмы, слагали гимны, приносили жертвы. Ушло в прошлое религизоное поклонение древнему светилу. Сейчас ученые исследуют природу Солнца, выясняют его влияние на Землю, работают над проблемой применения практически неиссякаемой солнечной энергии. Солнце – это наша звезда. Изучая солнце, мы узнаем о многих других явлениях и процессах, происходящих на других звездах и недоступных непосредственному наблюдению из-за огромных расстояний, которые отделяют нас от звезд. Астрономам в общих чертах понятен сценарий эволюции звезды от ее формирования из межзвездного облака до последней стадии (белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра). Время жизни большинства звезд имеет величину от нескольких миллионов до нескольких миллиардов лет, в зависимости от их масс, что на много порядков больше времени существования человека, поэтому весь процесс эволюции какой-либо конкретной звезды проследить невозможно. Тем не менее, астрономы научились уверенно отличать молодые звезды от старых, звезды-гиганты от звезд-карликов и т. п. Но далеко не на все вопросы, возникающие при анализе очень сложного процесса формирования и эволюции звезды, имеются ответы. Более того, в недрах звезд имеются экстремальные физические условия (гигантские температуры, давления, магнитные поля), которые невозможно воспроизвести в физических лабораториях на Земле. Данная проблема, рассматриваемая в моей работе, представляет особую актуальность, так как исследование эволюции звезд представляет большое научное и практическое значение для решения фундаментальной научной задачи: путем наблюдений проверить справедливость известных нам законов физики в экстремальных космических условиях. Это объясняется тем, что без понимания процесса эволюции звезд невозможно представить себе, как и при каких условиях формируются (или не формируются) планетные системы вокруг них может ли возникнуть, и как будет развиваться органическая жизнь на них, в том числе и наша — на Земле. Цель исследования: Изучить основные этапы эволюции звезд, а также их влияние на возникновение и поддержание жизни на Земле. Задачи исследования: 1. Изучить литературу по вопросу образования, развития и исчезновения звезд; 2. Выявить основные закономерности эволюции наиболее известных звёзд; 3. Проследить влияние наиболее близкой звезды (Солнце) на возникновение и поддержание жизни на Земле. Предметом настоящего исследования является изучение эволюции звёзд. Основная часть Глава 1. Понятие эволюции звезд Эволюция звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Важнейшие задачи теории эволюции звезд - объяснение образования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследование генетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний. Звезда начинает свое существование как сжимающийся под действием собственного тяготения сгусток вещества. В ходе сжатия вещество нагревается, и в нем возрастает давление, которое вскоре начинает препятствовать этому сжатию. Постепенно давление останавливает сжатие и в сгущении достигается равновесие, баланс обеих сил — силы тяготения, стремящейся и далее сжимать вещество, и силы давления, действующей против сжатия. Но еще до остановки сжатия давление, температура и плотность в самой внутренней, центральной области сгустка достигают столь высоких значений, что там «зажигаются» термоядерные реакции. Они служат источником энергии, благодаря которой поддерживается высокая температура и высокое давление в звездных недрах. Эта энергия питает излучение звезды. Солнце — это газовый шар, находящийся в равновесии под действием сил тяготения и давления. В его недрах давление составляет 10″ Па, температура —15 миллионов градусов, плотность — 105 кг/м3. Там идет реакция превращения ядер водорода в ядра гелия. За счет этого Солнце излучает ежесекундно 4-102″ Дж энергии. Оно может светить еще не менее 10 млрд., лет, пока водород в его недрах не превратится в гелий. Энергия, излучаемая в единицу времени, называется светимостью звезды. Светимость Солнца, Lo=4-102e Вт, не очень высока, поэтому оно считается звездой-карликом. Встречаются звезды-гиганты, светимость которых в десятки тысяч раз больше. Эти звезды имеют массы, иногда в десятки раз превосходящие массу Солнца. Вообще же звезды не слишком сильно отличаются друг от друга по массе: самые крупные из известных звезд имеют массу около 50 Мв, а самые малые — около 0,01 Мв. Различие светимостей гораздо сильнее: от A0~3—10~4)Z/o у звезд, называемых белыми карликами), до A04—105)Lo у звезд-гигантов и сверхгигантов. Чем больше звезда, тем ярче она светит; при этом зависимость светимости звезды от массы, как видно из приведенных данных, более сильная, чем по закону прямой пропорциональности. Для звезд, в три и более раз превосходящих по массе Солнце, светимость пропорциональна кубу массы. Так как запасы ядерной энергии определяются содержанием водорода в звезде, т. е. фактически ее массой, то время исчерпания запасов ядерного горючего обратно пропорционально квадрату массы звезды. Если, например, звезда имеет массу 30Д/о, то ее основное горючее — водород — будет израсходовано за 10 миллионов лет. После исчерпания водорода центральная область звезды сжимается, температура и плотность в ней повышаются, и по этой причине становятся возможными ядерные реакции превращения гелия в углерод, а затем и дальнейшие реакции с образованием все более сложных ядер. Вместе с тем оказывается возможным и горение водорода в» слое, окружающем центральную область. Все это приводит к существенной перестройке внутренней структуры звезды. На этих поздних стадиях своей эволюции звезда разбухает, ее внешние слои расширяются, тогда как центральная область, ядро звезды, продолжает постепенно сжиматься. Поверхностные слои могут отделиться от плотного ядра и образовать вокруг него газовое облако (туманность). Что же касается ядра, то рано или поздно ядерные источники анергии окажутся в нем исчерпанными. Ядро звезды, не питаемое больше энергией, начинает охлаждаться, Давление в нем падает, и вскоре сила давления оказывается уже недостаточной для противодействия собственной тяжести звездного вещества. Ядро испытывает дальнейшее быстрое сжатие, итогом которого — в зависимости от его массы — может быть одно из трех новых состояний. 1.1. Белый карлик Если масса ядра не превышает 1,4 Л/в, то сжатие его останавливается, когда средняя плотность вещества достигает значения ~109 кг/м3. Возникает белый карлик — звезда размером с Землю и светимостью от ~10~3 Le и ниже. Она светит за счет остатка своей тепловой энергии. Постепенно остывая, белый карлик может светить еще многие миллиарды лет. Предельную массу белого карлика рассчитал в 30-е годы американский астрофизик С. Чандрасекар. Белые карлики и газовые оболочки вокруг них (эти оболочки называют планетарными туманностями — когда-то думали, что там идет образование новых планетных систем) хорошо известны в астрономии. Об их общем происхождении говорил И. С. Шкловский еще в 1956 г. 1.2. Нейтронная звезда. Ядро звезды, имеющее массу от 1,4 до 2Л/0 (а может быть, и ЗЛ/е), сжимается сильнее белых карликов. Его сжатие останавливается при очень большой плотности, сравнимой с плотностью вещества в атомных ядрах, ~1018 кг/м3. Легко подсчитать, что диаметр такой звезды составляет всего 20 км. Вещество, сжатое до ядерной плотности, испытывает превращение, называемое нейтронизацией: электроны как бы вдавливаются в ядра и там сливаются с протонами. Из слияния электрона с протоном получается нейтрон, а ядра (это были преимущественно ядра железа — конечного продукта термоядерных реакций в звезде) оказываются состоящими почти целиком из нейтронов. Эти ядра неустойчивы и быстро разваливаются на отдельные нейтроны, образуя таким образом сплошную смесь нейтронов с очень небольшой примесью протонов и электронов. Так возникает звезда, почти целиком состоящая из нейтронов,— нейтронная звезда. « Процесс нейтронизации в сверхплотном веществе исследовал наш замечательный физик-теоретик Л. Д. Ландау. В 1932 г.— это год открытия нейтрона — Л. Д. Ландау теоретически предсказал существование нейтронных звезд, обнаруженных астрономами 35 лет спустя, в 1967 г. Расчет предельной массы нейтронной звезды произвести гораздо труднее, чем в случае белого карлика. Для этого требуется знание тонких свойств взаимодействия нейтронов, которым физика пока еще не располагает. Скорее, эта масса составляет две солнечных массы, но может быть, что и три. По той же причине очень непросто исследовать и внутреннее устройство нейтронной звезды. Тем не менее, удается установить (хотя точные расчеты остаются еще делом будущего), что в отличие от Солнца, других «обычных» звезд и белых карликов — нейтронная звезда представляет собой не газовую, а жидкую сферу. Нейтронное вещество в недрах нейтронной звезды находится в жидком состоянии и обладает, как предполагается, удивительным свойством — эта жидкость абсолютно невязкая, или, как говорят, сверхтекучая. Не менее удивительным свойством обладают, вероятно, и остаточные протоны, образующие (как и электроны) газ, растворенный в нейтронной жидкости. Газ протонов способен вести себя как идеальный проводник электричества, т. е. проводник без сопротивления, или сверхпроводник. Нейтронная жидкость заключена в железную сферическую оболочку, твердую кристаллическую кору нейтронной звезды, в которой — из-за сравнительно малой плотности — нейтронизация не произошла. Сильное сжатие в процессе формирования нейтронной звезды сопровождается выделением большой энергии (за счет гравитационной потенциальной энергии исходного состояния ядра звезды). Это служит причиной яркого астрономического явления — вспышки сверхновой звезды). Светимость звезды на заключительной стадии ее эволюции внезапно увеличивается до колоссальных значений порядка 10l0Le и даже выше. Одна звезда светит так ярко, как целая галактика. Светимость держится на таком уровне недолго — несколько недель, а затем постепенно надает и через несколько месяцев звезда обычно становится невидимой. Вещество оболочки, сбрасываемой при вспышке сверхновой, обогащено тяжелыми элементами, продуктами термоядерных реакций, протекавших в недрах звезды в течение всей ее жизни, а возможно, и в самый момент вспышки. Это вещество постепенно рассеивается в пространстве и затем оседает под действием сил тяготения к средней плоскости Галактики. В галактическом диске оно смешивается с газом, сохранившимся там еще со времен образования первых звезд Галактики; из этого материала могут формироваться звезды новых поколений, химический состав которых должен отличаться повышенным содержанием тяжелых элементов, что и наблюдается в действительности. Старые звезды Галактики преобладают в ее гало и по своему химическому составу они очень близки к первичному, дозвездному веществу Вселенной — тяжелых элементов в них почти нет. Образование звезд новых поколений продолжается в диске Галактики; здесь звезды в целом моложе, чем в гало, и содержание тяжелых элементов в них достигает уже заметной величины A—3%), в сотни раз большей, чем в дозвездном веществе. 1.3. Черная дыра Это третье из возможных конечных состояний ядра звезды, исчерпавшей запасы ядерного горючего. Оно возникает в результате неудержимого сжатия ядра под действием его собственного тяготения. Никакое давление, никакая упругость вещества не могут противодействовать сжимающей силе тяготения, если масса ядра превышает B—3)М0. Стремительное сжатие ведет к неограниченно большой плотности и неограниченно малым размерам ядра. Этот процесс называется гравитационным коллапсом. Тело, претерпевшее неудержимый гравитационный коллапс, образует то, что называется черной дырой. В ходе коллапса силы тяготения, действующие внутри сжимающегося тела и вблизи него, нарастают и становятся столь значительными, что ничего — даже свет — не выпускают наружу и захватывают, необратимо поглощают в черной дыре все, что может находиться поблизости от нее. Черные дыры еще не открыты в природе, они остаются пока гипотетическими объектами, но в их существовании вряд черных дыр составляют одну из самых увлекательных задач астрономии. Сейчас имеется целый ряд объектов, которые считаются реальными кандидатами в черные дыры. Среди них — двойная звездная система в созвездии Лебедя, излучающая рентгеновские лучи и получившая название Лебедь Х-1. Она находится от нас на расстоянии в 2 кпк — 6 1019 м и состоит из «обычной» массивной звезды (с массой около 20 Ме) и ее невидимого компаньона с массой до 10 Мв. Последняя величина наверняка превышает верхний предел массы нейтронной звезды ((2—’S)Mq); если эта оценка окончательно подтвердится, то можно будет с уверенностью сказать, что источник Лебедь Х-1 содержит черную дыру. Еще один и, как считают, даже более надежный кандидат в черные дыры обнаружен совсем недавно в соседней к нам неправильной галактике, называемой Большим Магеллановым Облаком. Там тоже имеется двойная система с рентгеновским излучением; она состоит из «обычной» звезды с массой 6Мв и ее невидимого компаньона с массой 8Мв или даже 12 Ме. Не удивительно, что черные дыры ищут в двойных звездных системах. Астрономические оценки масс звезд основаны на наблюдении их движений в звездных парах: измеряя скорости обращения звезд по их орбитам и размеры орбит, находят силы тяготения, удерживающие звезды на их орбитах, а по ним восстанавливают и массы звезд. Оценки масс можно производить и по движениям одной звезды в царе, когда другая не видна: эти движения определенно укажут на то, что звезда имеет компаньона. И если масса невидимого компаньона оказывается больше массы видимой звезды, то сразу можно сказать, что этот компаньон не может быть обычной звездой — иначе он светил бы ярче видимой звезды. Если же его масса превышает к тому же предельную массу белого карлика и нейтронной звезды, то эта необычная звезда может быть только черной дырой. Глава 2. Важнейшие закономерности в мире звезд. Существуют и одиночные, и двойные, и кратные звезды, переменные звезды различных типов, новые и сверхновые, сверхгиганты и карлики, звезды разнообразнейших размеров, светимостей, температур и плотностей. Но образуют ли они хаос физических характеристик? Оказывается, что нет. Обобщая полученные данные о звездах, установили ряд закономерностей. Сопоставляя известные массы и светимости звезд, можно убедиться, что с увеличением массы быстро растет светимость звезд: L≈m3,9. По этой так называемой зависимости "масса - светимость" можно определить массу одиночной звезды, зная ее светимость (белые карлики этой зависимости не подчиняются). Для наиболее распространенных типов звезд справедлива формула L≈R5,2, где R - радиус звезды. Во всех случаях берется полная светимость. Эти формулы показывают, что входящие в них физические характеристики звезд взаимосвязаны. Исключительно большой интерес представляет сопоставление светимости звезд с их температурой и цветом. Эта зависимость представлена на диаграмме "цвет - светимость" (Ц - С) (диаграмма Герцшпрунга - Рессела). На этой диаграмме по оси ординат откладывают логарифмы светимостей или абсолютные звездные величины М, а по оси абсцисс - спектральные классы, или соответствующие им логарифмы температур, или величину, характеризующую цвет. Точки, соответствующие звездам с известными характеристиками, располагаются на диаграмме не хаотично, а вдоль некоторых линий - последовательностей. Большинство их располагается вдоль наклонной линии, идущей слева сверху вправо вниз. В этом направлении уменьшаются одновременно светимости, радиусы и температуры звезд. Это главная последовательность. На ней стрелкой отмечено положение Солнца как звезды - желтого карлика. Параллельно главной последовательности располагается последовательность субкарликов, которые на одну звездную величину слабее звезд главной последовательности с такой же температурой. Вверху параллельно оси абсцисс расположена последовательность сверхгигантов. У них цвет и температура различны, а светимость почти одинакова. От середины главной последовательности вправо вверх отходит последовательность красных гигантов. Наконец, внизу располагаются белые карлики с различными температурами. Бело-голубую последовательность составляют звезды, вспыхивающие как новые, и другие типы горячих звезд. Принадлежность звезды к той или иной последовательности можно распознать по некоторым деталям в ее спектре. Мы видим, что в природе не существует произвольных комбинаций массы, светимости, температуры и радиуса. Теория показывает, что место звезды на диаграмме Ц - С определяется прежде всего ее массой и возрастом, следовательно,диаграмма отражает эволюцию звезд. Чем массивнее звезда, тем температура в ее недрах выше и быстрее "выгорает" водород, превращаясь в гелий. Голубые звезды, относящиеся к главной последовательности, "сжигают" водород за 106-107 лет, а такие, как Солнце, лишь за 1010лет. Внутренней энергии Солнца хватит еще на миллиарды лет. С выгоранием водорода в центре звезды ее эволюция ускоряется. Звезда превращается в красный гигант. В плотном и горячем ядре красных гигантов идет реакция синтеза углерода из гелия. С уменьшением запасов гелия эта реакция прекращается. Звезда сжимается, приходит в состояние белого, крайне плотного карлика. При малой поверхности (и поэтому малом расходе энергии) белый карлик может светить очень долгое время. Так происходит эволюция Солнца и звезд, масса которых не превышает его массу. В звездной Вселенной происходят не только медленные изменения, но и быстрые, даже катастрофические. Например, за время порядка года обычная на вид звезда вспыхивает как сверхновая и примерно за то же время ее яркость спадает. В результате она, вероятно, превращается в крохотную звезду, размером всего около 10-20 км, состоящую из нейтронов и вращающуюся с периодом порядка секунды и быстрее (нейтронную звезду). Ее плотность возрастает до плотности атомных ядер (1016 кг/м3), и она становится мощнейшим излучателем радио- и рентгеновских лучей, которые, как и ее свет, пульсируют с периодом вращения звезды. Примером такого пульсара, как их называют, служит слабая звездочка в центре расширяющейся Крабовидной радиотуманности. Остатков вспышек сверхновых звезд в виде пульсаров и радиотуманностей, подобных Крабовидной, известно уже много. Нейтронные звезды - это конечная стадия эволюции звезд с массой немного большей, чем у Солнца. Принято считать, что звезды с массой, значительно превышающей солнечную, завершают свою эволюцию, превращаясь в плотный объект размером примерно с нейтронную звезду, гравитационное поле которого препятствует излучению света. Такой объект называют черной дырой. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, существование которых предсказано теорией, но еще не подтверждено наблюдениями, являются конечными стадиями эволюции звезд различной массы. Из вещества, которое выброшено звездами, в последующем могут образовываться звезды нового поколения. В целом процесс формирования и развития звезд становится понятным, если рассматривать их как составную часть всей звездной системы Галактики. Время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температура в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнечных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом. 2.1. Сириус Сириус (лат. Sirius), α Большого Пса — ярчайшая звезда ночного неба. Сириус можно наблюдать из любого региона Земли, за исключением самых северных её областей. Сириус удалён на 8,6 световых лет от Солнечной системы и является одной из ближайших к нам звёзд. Он является звездой главной последовательности, спектрального класса A1. В 1844 Ф. Бессель предположил, что Сириус представляет собой двойную звезду. В 1862 году А. Кларк (англ.) обнаружил звезду-компаньона, получившую название Сириус B (здесь латинская буква B, поскольку компоненты звёзд именуются заглавными латинскими буквами; в просторечии эту звезду часто называют Сириус-Б). Видимую звезду иногда называют Сириус A. Две звезды вращаются вокруг общего центра масс на расстоянии примерно в 20 а. е. с периодом оборота, близким к 50 годам. В 1915 астрономами из обсерватории Маунт-Вильсон было установлено, что Сириус B является белым карликом (это был первый из обнаруженных белых карликов). Интересно, что из этого следует, что Сириус B в прошлом должен был быть гораздо массивнее Сириуса A, так как он уже покинул главную последовательность в процессе эволюции. Возраст Сириуса составляет, по современным исследованиям, примерно 230 миллионов лет (варьируются оценки от 200 до 300 миллионов лет). Первоначально Сириус состоял из двух мощных голубых звёзд спектрального класса A. Масса одного компонента была 5 масс Солнца, второго — 2 массы Солнца (Сириус B и Сириус A). Затем более мощный и массивный компонент Сириус B прогорел и стал белым карликом. Сейчас масса Сириуса A примерно в два раза больше массы Солнца, Сириуса Б — немного меньше массы Солнца. Сириус A и B — одни из ближайших звёзд к Солнцу, расстояние до них составляет 8,6 световых лет (2,6 пк). По удалённости от Земли Сириус занимает седьмое место, из десятка ярчайших звёзд видимых с Земли Сириус занимает второе место после Альфы Центавра. Не обладая большой светимостью, Сириус ярок именно за счёт того, что он к нам близок. Будь Сириус на расстоянии 10 пк от Солнца, он был бы звездой с видимым блеском 1,8m (как ярчайшая звезда ковша Большой Медведицы). В настоящее время Сириус приближается к Солнечной системе со скоростью 7,6 км/с, поэтому со временем видимый блеск звезды будет медленно расти. Сириус — двойная звезда, которая состоит из звезды спектрального класса A1 (Сириус A) и белого карлика (Сириус B), вращающихся вокруг центра масс с периодом примерно 50 лет. Среднее расстояние между этими звёздами составляет около 20 а. е., что сравнимо с расстоянием от Солнца до Урана. Возраст системы лежит в пределах 225—250 миллионов лет. Космическая обсерватория IRAS зарегистрировала превышение потока инфракрасного излучения от системы Сириуса по сравнению с ожидаемым, что может свидетельствовать о наличии пыли в системе. Масса Сириуса A составляет около 2-х масс Солнца. Угловой диаметр звезды, измеренный методом интерферометрии, равен 0,005936", что соответствует линейным размерам в 1,7 солнечных. Проекция скорости вращения Сириуса A вокруг своей оси невысокая (16 километров в секунду), в связи с чем он имеет почти сферическую форму. Сириус A будет существовать на главной последовательности ещё примерно 660 миллионов лет, после чего превратится в красный гигант, а затем сбросит свою внешнюю оболочку и станет белым карликом. 2.2. Звезда Альдебаран Ярчайшая звезда в созвездии Тельца и во всём Зодиаке, одна из ярчайших звёзд на ночном небе.Визуально представляется, что Альдебаран является ярчайшим членом рассеянного звездного скопления Гиады — ближайшего к Земле. Однако, он расположен ближе скопления на прямой между Землей и Гиадами и фактически является звездой, просто проецирующейся на скопление. Альдебаран является звездой спектрального класса K5 III, это означает, что цвет звезды оранжевый, она принадлежит к нормальным гигантам. У него есть звезда-компаньон (тусклый красный карлик класса M2 на расстоянии нескольких сотен а. е.). В настоящее время, сжигая в основном гелий, основной компонент системы расширился до размера приблизительно 5,3·107 км, или около 38 диаметров Солнца. Спутник Hipparcos определил расстояние от Земли до Альдебарана в 65,1 световых лет, его светимость в 150 раз больше, чем солнечная. Принимая во внимание это расстояние и яркость, по видимому блеску — 0,85m — Альдебаран занимает 14-е место. Это переменная звезда с небольшой амплитудой блеска (около 0,2m), тип переменности — нерегулярный. В 1997 сообщалось о возможном существовании у него спутника — крупной планеты (или небольшого коричневого карлика), с массой равной 11 массам Юпитера на расстоянии 1,35 а. е. Альдебаран представляет собой некое подобие необитаемого острова в Галактике. Если не считать звезды-компаньона, до ближайшей звезды от Альдебарана – целых 20 световых лет. Беспилотный космический аппарат Пионер-10 направляется в сторону Альдебарана. Если с ним ничего не случится по пути, он достигнет области звезды примерно через 2 миллиона лет. 2.3. Бетельгейзе. Бетельгейзе расположена в созвездии Ориона - это большая красная звезда, которая несется в пространстве со скоростью около 30 км/с. Сейчас она, израсходовав термоядерное горючие в своих недрах, находится в стадии красного гиганта. Если бы Солнце разрослось до размеров Бетельгейзе, то поглотило бы Юпитер. А то и Сатурн. Она близка к тому, чтобы стать сверхновой. То есть, она вот-вот взорвется, превратившись в колоссальный огненный шар. Других вариантов нет - такова судьба красных гигантов. Все астрономы согласны с катастрофическим сценарием. Единственный вопрос: когда? Разброс предположений (по разным источникам), крайне широк: от стремительного и скорого коллапса - до ожидания в миллион лет. Но с полученными новыми данными дату возможного коллапса можно будет уточнить. Сейчас ученые видят, как звёздные ветры сталкиваются с окружающей межзвёздной средой, создавая головную ударную волну. Ряд пылевых дуг в направлении движения звезды свидетельствует о бурной истории выбросов материала. Ближе к звезде внутренняя часть оболочки из этого материала демонстрирует ярко выраженную асимметричную структуру. Дальше от звезды, за пылевыми дугами, находится любопытное линейное образование. Это говорит о том, что это либо нечто, связанное с магнитным полем Галактики, либо край близлежащего межзвёздного облака, освещённый Бетельгейзе. Если эта полоса представляет собой некий отдельный объект, то, принимая во внимание движение Бетельгейзе и её дуг, а также расстояние между ними и полосой, можно прогнозировать, что дуги столкнутся с ней всего лишь через пять тысяч лет, а красный сверхгигант врежется в это загадочное образование примерно 12,5 тыс. лет спустя. Кстати, пристальное внимание на Бетельгейзе ученые обратили всего лишь три года назад, когда обнаружили, что она сжимается. И вся покрылась пятнами. С 1993 года по 2009, как сообщили в Университете Беркли (США), диаметр звезды заметно сократился. Сейчас Белетгейзе сжалась более, чем на 15 процентов. Это тоже пугает астрономов. Как может выглядеть катаклизм? Как объясняют Брэд Картер (Brad Carter) - физик из австралийского Университета Южного Квинсленда (University of Southern Queensland in Australia), с Земли покажется, что на небосводе вспыхнуло "второе Солнце" - таким ярким и огромным будет огненный шар сверхновой. Он продержится на небосводе примерно две недели. А то и дольше. Станет светить даже ночью, которая превратится в день. 2.4. Смерть звезды Смерть звезды - одно из самых грандиозных явлений во Вселенной. Взрывы сверхновых ускоряют космический круговорот рождения и распада материи. И служат фабрикой химических элементов, из которых состоит мир вокруг нас. Изучение Сверхновых и их остатков чрезвычайно важно. Материя, выброшенная в космос в результате колоссальных взрывов, служит материалом для образования звезд следующих поколений. Все вещество нашей Галактики, за исключением того, что находится в белых карликах, уже прошло через стадию Сверхновых. Наше Солнце и планеты образовались 5 млрд. лет назад из газопылевого облака, содержащего практически все химические элементы таблицы Менделеева. Это богатство следствие вспышек Сверхновых, то есть, эволюции звезд первого поколения. Именно вспышкам Сверхновых мы обязаны зарождением жизни, так как без железа в нашей крови, кислорода, которым мы дышим и множества других элементов, произведенных звездами, она была бы невозможна. История звезд самым непосредственным образом касается нас, так как из нее берет начало наша история. Мы есть не что иное, как звездная пыль. Глава 3. Влияние Солнца на жизнь Земли. Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце - главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на её жизнь. Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра - от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли достигают также заряженные частицы разных энергий - как высоких (солнечные космические лучи), так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают. Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты. Солнечные пятна, солнечные вспышки, факелы — эти явления влияют практически на все происходящие на Земле процессы, от атмосферных явлений до поведения человека. Как правило, их называют одним общим термином — солнечная активность. Сложнейший и тончайшим образом настроенный механизм по имени Земля чутко отзывается на любое воздействие со стороны. Потоки космических лучей солнечного происхождения определяют скорость ионизации молекул воздуха в стратосфере и тропосфере, влияя тем самым на состояние облачности или прозрачности атмосферы. Часть энергии заряженных частиц передается в атмосферу. Это определяет распределение атмосферного давления, изменяя в результате количество осадков. Изменения атмосферной циркуляции приводит к изменению климата, что, в свою очередь, влияет на развитие растений. Солнце влияет на растения не только косвенно, изменяя климат, но и прямо. Под действием потоков заряженных частиц, выбрасываемых из Солнца во время солнечных бурь, меняется магнитное поле Земли. Его изменение влияет непосредственно на клетки растений. Проницаемость клеточных мембран увеличивается, а эффективность обменных процессов с внешней средой растет. Значит, в это время растение получает возможность более интенсивно «забирать» нужные ему питательные вещества. В зависимости от солнечной активности изменяется и численность различных микроорганизмов. Иначе говоря, солнечная активность сама «удобряет» почву. Изменение климата и как следствие роста растений, связанного с солнечной активностью, приводит также к циклическим изменениям популяций животных — как травоядных, так и хищников, поедающих их. В конечном итоге вся биосфера в той или иной степени оказывается зависимой от солнечной активности. Человек, как часть биосферы планеты, испытывает на себе влияние Солнца в той же мере, что и остальной природный мир. Но кроме изменения климата, урожая растений и популяций животных, связанных с явлениями, происходящими на Солнце, мы испытываем воздействия и иного рода. От солнечной активности зависит жизнедеятельность всей микрофлоры. И, следовательно, степень предрасположенности человека к тем или иным заболеваниям также подпадает под эту зависимость, но уже с учетом колебаний физико-химических реакций организма. Именно в годы максимальной солнечной активности холерные эпидемии, например, резко усиливаются и охватывают огромные пространства. При низкой же солнечной активности такого явления, как правило, не наблюдается. Период эпидемий гриппа имеет продолжительность в среднем 11,3 года и равен периоду солнечной активности. Эпидемии гриппа начинаются за 2,3 года до максимума солнечной активности или спустя 2,3 года — после. Их длительность в каждом 11-летнем цикле в среднем равна 4 годам. Безусловно, солнечная активность не является единственным источником распространения эпидемий инфекционных заболеваний. Но роль ее как регулятора процесса не подлежит сомнению. Профессор Александр Леонидович Чижевский, всю свою жизнь посвятивший изучению солнечноземных связей, писал об этом так: «Было бы совершенно неосновательно предполагать, что известное состояние солнцедеятельности является непосредственной причиной эпидемического распространения тех или иных болезней…» Это нужно разуметь в том смысле, что та или иная эпидемия благодаря ряду биологических факторов могла бы иметь место и без воздействия солнечных факторов. Но без последнего она могла бы появиться не в тот год, когда она действительно имела место, и сила ее развития была бы не та, что на самом деле. Следовательно, роль периодической деятельности Солнца надо понимать как роль регулятора эпидемий в их размещении во времени, а также, очень возможно, и в силе их проявления». Да, люди — не бактерии и не растения. Чем сложнее система, тем сильнее ее внутренние связи и тем более опосредованно влияют на нее воздействия такого рода. По-видимому, прямое влияние солнечной активности на человека не столь уж и велико. Не получили подтверждения предположения о ее влиянии на наше поведение. Связей активности с ростом числа преступлений, войнами и другими социальными встрясками также не выявилось. В таком сложном образовании, как человеческое общество, наивно было бы сводить все побуждения, движущие нами, к наличию или отсутствию солнечных пятен. А с защитой от непосредственного губительного воздействия космического излучения и магнитосфера, и атмосфера Земли справляются неплохо. И все же человечеству приходится считаться с солнечной активностью. Главным образом это распространяется на техническую деятельность людей — магнитные бури и жесткое излучение, испускаемое Солнцем сегодня, когда наша безопасность зависит от электроники не меньше, чем от урожайности посевов тысячи лет назад, способны натворить немало бед. 3. Заключение Звезды эволюционируют, и их эволюция необратима, так как все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей ее жизни. Грандиозные неравновесные процессы происходят в пульсирующих звездах — цефеидах. В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные состояния, которые не могут быть описаны классической физикой. В нейтронных звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния, которые ограничивают энергетические потери. Обнаружить эти изменения – вот основная задача теории звездной эволюции. Звезды – это самые распространенные объекты во Вселенной. В этих огромных газовых шарах сосредоточено около 98% массы космического вещества, а остальная часть рассеяна в пространстве между звездами. Появление в природе многих химических элементов связано именно с эволюцией звезд, поэтому звезды представляют научный интерес не только как космические объекты, которые являются важным элементом структуры Вселенной, но и как одно из важнейших звеньев в эволюции материи. Основные характеристики звезды – это ее масса, светимость и радиус. Основная задача с точки зрения наблюдений заключается в определении этих величин а также выяснении индивидуальных особенностей, как отдельных звезд, так и различных групп звезд. Вместе с тем, с помощью методов теоретической астрофизики можно определить физические условия в недрах звезд и их атмосферах и проследить их эволюцию. По своей классификации звезды достаточно разнообразны. Среди них также можно выделить отдельные, обладающие общими свойствами, группы звезд. Разделение звезд на различные классы необходимо для более детального изучения огромного количества существующих звезд. Самыми интересными из них являются те группы, члены которых, к примеру, отличаются нестационарностью, совершают периодические пульсации или взрываются. Чаще всего, наличие таких особенностей помогает сделать выводы не только о природе отдельно взятых звезд, но, иногда, и об общих закономерностях Вселенной. Те звезды, которые не обладают какими-либо особыми свойствами, называют нормальными. Выявлены закономерности эволюционирования звезд, которые заключаются в том, что время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температура в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнечных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом. Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию. Обобщая сказанное, можно сделать вывод, что без понимания процесса эволюции звезд невозможно представить себе, как и при каких условиях формируются (или не формируются) планетные системы вокруг них, может ли возникнуть, и как будет развиваться органическая жизнь на них, в том числе и наша — на Земле. 4. Список информационных источников 1. Чернин А. Д. «Звезды и физика». Издательство «Наука», 1984. 2. Левитан Е.П. «Астрономия» учебник для 11 класса общеобразовательных учреждений, издательство «Просвещение», 2007. 3. Сюняев Р.А. «Физика космоса: маленькая энциклопедия», издательство «Советская энциклопедия», 1986. 4. Справочник астронома-любителя http://astroinformer.com/stars 5. Солнечные вспышки и Земля http://meteopathy.ru/meteofaktory/solnechnye-vspyshki-i-zhizn-na-zemle/ 6. Газета. Ру http://www.gazeta.ru/science/2012/10/15_a_4812973.shtml 7. Биофайл. Научно-информационный журнал http://biofile.ru/ 8. КЛАУС БАХМАН, GEO Научные статьи. http://galspace.spb.ru/indvop.file/72.html 5. Приложения Плеяды — рассеянное скопление в созвездии Тельца. Эволюция звезды класса G на примере Солнца Солнце Белый карлик Нейтронная звезда Черная дыра диаграмма Герцшпрунга – Рессела Классификация звезд Сириус Альдебаран Бетельгейзе Смерть звезды Наша солнечная система (1) Наша солнечная система (2)