Тема: "Происхождение и эволюция галактик и звезд".

Урок 31 Тема: Происхождение и эволюция галактик и звезд Ход урока: 1. Новый материал. Космогония ­ раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел.  Космология развивается исходя из гипотез,  подтверждаемых наблюдаемыми фактами и позволяющие предсказать новые открытия. Эволюция ­ изменения объекта, происходящие в течение жизни: от рождение до  стадии угасания. 1. Происхождение и эволюция галактик. Возникновение метагалактики    Известные нам законы физики начали действовать с момента tв= 10­ 43 с, когда стали существенными явления гравитации, квантования и  релятивизма, характеризуемые соотношением гравитационной  постоянной G, постоянной Планка ћ и скоростью света с, когда  размеры Вселенной составляли Rв= 10­31 м при плотности материи r  в=1074–1094 г/см3 с температурой Тв = 1,3 × 1032 К.При расширении пространства температура и плотность среды  уменьшались намного быстрее плотности вакуума. Отрицательное  давление физического вакуума р = ­ р× с2 породило явление  взаимного отталкивания материальных объектов, обратное  гравитации. Не имевшие ранее массы  частицы материи,  стремительно поглощали чудовищную энергию порождавшего их  вакуума. Инфляционная Мини­Вселенная была чем­то похожа на  раздувающийся воздушный шарик: расстояние между всеми точками  поверхности равномерно увеличивалось потому, что между ними  возникало, увеличивалось само пространство. Мини­Вселенная не  расширялась в каком­то внешнем по отношению к ней пространстве:  само пространство возникало, увеличивалось внутри нее,  "раздвигало" ее границы. Энергия распада "ложного вакуума" к  моменту tв = 10­36 с полностью выделилась в форме рождения частиц;  инфляционное расширение Мини­Вселенной закончилась.    Сверхраскаленный "пузырь" Мини­Вселенной распался из­за  внутренней нестабильности на множество мелких областей ­  метагалактик. По мере расширения Метагалактики уменьшалась  плотность ее материи и энергия излучения, температура среды  падала пропорционально расширению пространства. При дальнейшем расширении Метагалактики температура упала ниже 109 К и синтез  атомных ядер прекратился, поскольку энергии фотонов и других  частиц стало недостаточно для протекания этих реакций. В период  времени от 10 до 100 с с момента возникновения метагалактики  закончилась аннигиляция ("вымирание") электронно­позитронных  пар.    Возникновению и сохранению сгустков содействовало то, что при  наличии отдельных уплотнений в разных точках пространства на  каждый протон или нейтрон приходилось разное количество  переносящих энергию фотонов. С понижением температуры и  плотности среды уменьшалась вероятность образования новых  "возмущений плотности", а старые сгустки продолжали  рассасываться. Через сотни тысяч лет уцелели лишь те сгустки, чья  начальная масса была больше 105 ­ 106МЧерез 1012 с после Большого Взрыва началась эпоха  рекомбинации ­ разделения вещества и излучения. Свидетель той  поры ­ реликтовое излучение. За миллиарды лет расширения  Метагалактики его температура понизилась с 4000 К до 2,725 К."Блины" массой до 1014 М стали зародышами протогалактических скоплений. В их недрах происходили разнообразные тепловые и гидродинамические процессы,  приводившие к распаду ("дроблению") "блинов" на мелкие, отдельные, плотные облака газа массой 1010­1012 М, из которых образовались протогалактики,  преобразовавшиеся в галактики на протяжении последующего миллиарда лет. Подробнее Образование галактик 2. Эволюция звездЭволюция ­ изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и  конечную стадию угасания.     Горение водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива. В течение этой фазы звезда находится на главной последовательности диаграммы  Герцшпрунга­Рессела. Здесь масштабы времени резко уменьшаются с увеличением массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд. лет (около половины которого уже прошло). Когда при исчерпании всего топлива горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят фундаментальные  изменения, связанные с потерей источника энергии. Звезда уходит с главной последовательности в область красных гигантов. Рост температуры и плотности в звёздном  ядре ведёт к условиям, в которых может (в зависимости от массы) активироваться новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция  или тройной альфа­процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 108 K кинетическая энергия ядер гелия становится  достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа­частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be8: He4 +  He4 = Be8.Большая часть Be8 снова распадается на две альфа­частицы, но при столкновении Be8 с высокоэнергетической альфа­частицей может образоваться стабильное  ядро углерода C12: Be8 + He4 = C12 + 7,3 МэВ. Массивные звезды    По современным представлениям в звездах главной  последовательности с массой больше 10 M  термоядерные  реакции проходят в невырожденных условиях вплоть до  образования самых устойчивых элементов железного пика. Масса эволюционирующего ядра слабо зависит от полной массы звезды  и составляет 2–2,5 M.     Сброс оболочки звезды объясняют взаимодействием нейтрино с  веществом. Распад ядер требует значительных затрат энергии, т.к. представляет собой как бы всю цепочку термоядерных реакций  синтеза водорода в железо, но идущую в обратном порядке, не с  выделением, а с поглощением энергии. Вещество теряет  упругость, ядро сжимается, температура возрастает, но все же не  так быстро, чтобы приостановить сжатие. Большая часть  выделяемой при сжатии энергии уносится нейтрино. Таким  образом, в результате нейтронизации вещества и диссоциации  ядер происходит как бы взрыв звезды внутрь – имплозия.  Вещество центральной области звезды падает к центру со  скоростью свободного падения. Образующаяся при этом  гидродинамическая волна разрежения втягивает последовательно  в режим падения все более удаленные от центра слои звезды.    Начавшийся коллапс может остановиться упругостью вещества, достигшего ядерной плотности и состоящего в основном из вырожденных нейтронов (нейтронная  жидкость). При этом образуется нейтронная звезда . Оболочка звезды приобретает огромный импульс (скорее всего, передающийся нейтрино) и сбрасывается в  межзвездное пространство со скоростью 10 000 км/с. Такие остатки вспышек сверхновых при расширении взаимодействуют с межзвездной средой и заметно светятся.      Вспышки сверхновых типа Iа, по­видимому, вызваны коллапсом белого карлика входящего в состав двойной звездной системы, при достижении им массы, близкой кпределу Чандрасекара, в процессе перетекания вещества с расширившейся в ходе эволюции соседней звезды. В таблице приведены этапы эволюции звезды массой 25 M. Стадия  Температура в центре, K  Плотность в центре, кг/м 3  Продолжительность  Горение водорода  Горение гелия  Горение углерода  Горение неона  Горение кислорода  Горение кремния  Коллапс ядра  Взрыв ядра  Расширение  4•10 7  2•10 8  6•10 8  1,2•10 9  1,5•10 9  2,7•10 9  5,4•10 9  2,3•10 10  5•10 3  7•10 6 лет  7•10 5  5•10 5 лет  2•10 8  600 лет  4•10 9  1 год  10 10  6 месяцев  3•10 10  1 день  3•10 12  0,2 секунды  4•10 17  Миллисекунды  Около 10 9  Меняется  10 секунд Эволюция звезд типа СолнцаЭволюционный трек на диаграмме Герцшпрунга­Рессела для звезды типа Солнца.     Протозвезда. Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в  холодных и плотных молекулярных облаках (если его масса не менее 2000 масс Солнца.  Т=10К). Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами).  Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 M  (их известно более 6  000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны  области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике  свободно сжимались из­за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из  них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении  остатков вспышек сверхновых , спиральные волны плотности и звездный ветер от  горячих ОВ­звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков через  фрагментацию облака (появление глоб) к звездам возрастает в миллионы раз, а  плотность – в 1020 раз, увеличивается скорость вращения.    Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще  термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»).  Эволюцию протозвезды массой 1 M  можно разделить на три стадии: Характеристика  Фаза 1 Формирование  Фаза 2 Быстрое сжатие  Размер  1018 –1015 м  (1000–1 а.е)  1015 –1010 м (1 а.е. – десятки R) Плотность, кг/м 3  10–19 –10–16  Температура в  центре, К  10  Длительность, лет  107  10 –16–1  10–106  105  Наблюдение  Радиодиапазон  Инфракрасный диапазон  Характеристика  Начало гравитационной  неустойчивости  Быстрое сжатие, практически свободное  падение вещества к центру облака        По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются  термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет  около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции  нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01– 0,08 M, называются коричневыми карликами.     В 60­е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику  сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы  молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L. Заключительные  стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемогоЗвезда. Ядро втягивает все, или почти все вещество, сжимается и когда температура внутри  превысит 10 млн.К, начинается процесс выгорания водорода (термоядерная  реакция). Для звезд с M от самого начала прошло 60 млн.лет, а для звезд с 10M прошло 300000 лет. При массе ядра не превосходящей 0,08 массы Солнца, температуры  такой не достигнет, возникнет коричневый карлик, который не попадает на главную последовательность, постепенно погаснет и в конце рассеется.       Звезда на главной последовательности. Находится пока внутри происходит термоядерная реакция выгорания водорода в ядре, что зависит от массы. Время жизни  самое долгое в эволюции. Для звезд разной массы: M=0,8M τ=20 млрд.лет, M=M τ=10 млрд.лет, M=1,5M τ=1,5 млрд.лет, M=2,0M τ=0,8 млрд.лет      После того как звезда израсходует содержащийся в центральной части водород, гелиевое ядро начнет сжиматься, его температура повысится настолько, что начнутся  реакции с большим энерговыделением (при температуре 2•107 К начинается горение гелия ­ составляет по времени десятую часть горения Н). В прилегающем к ядру слое,  как правило, остается водород, возобновляются протон­протонные реакции, давление в оболочке существенно повышается, и внешние слои звезды резко увеличиваются в  размерах. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда начинает смещаться вправо – в область красных гигантов, увеличиваясь примерно в размере в 50 раз. Звезды  скромных размеров, включая и Солнце, в конце жизни, после стадии красного гиганта сжимаются, сбрасывают оболочку (до 30% массы ­ образуется планетарная  туманность), превращаясь в белые карлики, имеющие массу, не превышающую 1,2 M, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в миллион раз  больше солнечной. Белый карлик продолжает слабо светиться еще очень долго, пока его тепло не израсходуется полностью, и он превратится в мертвого черного карлика. Завершающие стадии эволюции красных гигантов Масса 0,08— 2,5 Образуется вырожденное гелиевое ядро с массой около 0,5 солнечных, оболочка  рассеивается He­белый карлик с массой до 1,2М Ядерные реакции Водородный слоевой источник Процессы в ходе эволюции Остаток 2,5—8 Двойной слоевой источник 1. Образуется вырожденное СО­ядро с массой до 1,2 солнечных, на стадии  асимптотической ветви гигантов происходит сброс оболочки с образованием  планетарной туманности, наблюдающейся ~104 лет  1. СО­белый карлик массой  0,6—0,7М, Планетарная  туманность  2. В некоторых случаях углеродная детонация ядра, наблюдающаяся как  вспышка сверхновой типа I  8—12 Двойной слоевой источник, затем  «загорание» углерода в недрах «Горение» углерода  останавливается из­за вырождения O­Ne­Mg ядра, оболочка  рассеивается 12—30 Вырождение в ядре не наступает и  нуклеосинтез идёт вплоть до  образования элементов железного  пика (Fe, Co, Ni) Ядро с массой 1,5—2 солнечных коллапсирует в нейтронную звезду, коллапс  наблюдается как вспышка сверхновой типа II (при наличии протяжённой водородной  оболочки) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа — Райе), сброшенная оболочка в  течение ~104 лет наблюдается как остаток сверхновой > 30 Процессы неясны Процессы неясны 2. Звезда полностью  рассеивается при вспышке  O­Ne­Mg­белый карлик с массой,  близкой к пределу Чандрасекара  (1,2—1,4М) Нейтронная звезда до 2,5М с  диаметром до 30 км. (предел  Оппенгеймера­Волкова 2—3М) Чёрная дыра с массой от 3Мдо  10М?Будущее Метагалактики3. Возраст звезд и галактик 1) С помощью космического аппарата НАСА WMAP, запущенного 30 июня 2001г, курсирующего вокруг Солнца по орбите гравитационного баланса между Солнцем,  Землей и Луной и собирающего сведения о фоновом микроволновом излучении, в 2005 году установлено:  а) Возраст нашей Галактики составляет 13,7 млрд.лет (точность 1%).  б) Вселенная состоит из  ­ 4% атомов на которые распространяются известные законы электромагнетизма и гравитации;  ­ 23% занимает темное вещество;  ­ остальные 73% загадочная "антигравитация", побуждающая Вселенную расширяться.  2) Галактики начали образовываться через 100 млн.лет после Большого Взрыва и в последующие 3­5 млрд.лет сформировались и сгруппировались в скопления.  Следовательно возраст самых старых эллиптических галактик около 14 млрд.лет.  3) Первые звезды появляются через 1млн.лет после Большого Взрыва, следовательно должны иметься звезды с возрастом около 14 млрд.лет.  4) Исследования самых старых шаровых скоплений, где звезды рождаются практически одновременно, показывает, что возраст звезд в них не менее 10 млрд.лет (население 2­го типа с низким содержанием элементов тяжелее Не). Скорее всего они образовались одновременно с галактиками.  5) Рассеянные скопления (звездные ассоциации) имеют возраст звезд 10­100 млн.лет (население 1­го типа звезд с высоким, около 3%, содержанием металлов). Процесс  звездообразования идет и сейчас (например в туманности Ориона).  4. Шкала Вселенной 2. Закрепление материала:  1. Каков эволюционный путь звезды с массой 1,7 солнечно и показать треки на диаграмме Г­Р.  2. Решение №8, стр.182     Итог:  1. Что такое космогония и ее отличие от космологии?  2. Каковы основные этапы эволюции звезд?  3. Какова судьба Солнца в будущем?  4. Оценки.  Дома: §31, вопросы стр. 181­182, СР№16