1612724575-f825b2d3933c58ed53c66b6cee5ff57f (829206), страница 18
Текст из файла (страница 18)
Такой взрывявляется результатом динамической эволюции ядра звезды, которая начинается с моментанарушения гидростатического равновесия в звезде, уже далеко продвинувшейся в своейэволюции. Динамическая эволюция ядра завершается либо полным разлетом вещества звезды,либо гравитационным коллапсом ядра. Характер эволюции в основном определяется массойзвезды.
Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в еецентральной области, что на диаграмме Герцшпрунга-Рассела соответствует переходу звезды сглавной последовательности в область красных гигантов. В процессе эволюции центральнаяобласть звезды становится все плотнее и горячее, а ее оболочка, наоборот, расширяется иохлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери звездой энергии за счет71излучения (нейтрино образуются гл. образом при аннигиляции электрон-позитронных пар).После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное ядро (CO-ядро), причем его масса тем больше,чем больше масса звезды на главнойпоследовательности.
В C-O-ядре сдостаточно малой массой давлениеполностьюопределяетсявырожденным газом электронов.Вырожденное C-O-ядро может иметьмассу вплоть до Чандрасекарапредела, т.е. до верхнего пределамассы вырожденной звезды, ещенаходящейся в гидростатическогоравновесии. Для C-O-ядра пределЧандрасекара равен , и ядро с массой,превышающей это значение, являетсяневырожденным.Дальнейшаяэволюция звезды происходит поразномудлявырожденногоиневырожденного C-O-ядер.Рис. 6. Схема возможных путей образования сверхновых звезд.Слева – с вырожденным ядром, справа – с невырожденным.- масса звезды на главной последовательности,- масса углеродно-кислородного ядра,- масса железного ядра.По измерениям поверхностных температур и скоростей расширения оболочек определяютсярасстояния до сверхновых звезд до 500 Мпк.
(Астронет: Взрывающиеся звезды, Индикаторрасстояний, Звездные величины)72Билет 3030.1. Строение Галактики.Галактика — гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздногогаза и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактики участвуют в движенииотносительно общего центра масс. Распределение звёзд в Галактике имеет две ярко выраженныеособенности: во-первых, очень высокая концентрация звёзд в галактической плоскости, и вовторых, большая концентрация в центре Галактики. Так, если в окрестностях Солнца, в диске,одна звезда приходится на 16 кубических парсеков, то в центре Галактики в одном кубическомпарсеке находится 10 000 звезд. В плоскости Галактики помимо повышенной концентрации звёзднаблюдается также повышенная концентрация пыли и газа.Строение типичной спиральной галактикиНа рисунке обозначеныгало I, сфероид II, балджIII, звездный диск IV, газ ипыль V.Звездыконцентрируются к центругалактики, а плотностьвещества, высокая в центрегалактики,довольнобыстро падает с удалениемот него.
Центральная,наиболее плотная частьгало в пределах несколькихтысяч световых лет отцентраГалактикиназываетсябалдж.Вбалдже(3-7кпк)сосредоточено почти всемолекулярноевеществомежзвездной среды; там находится наибольшее количество пульсаров, остатков сверхновых иисточников инфракрасного излучения. Центральная, наиболее компактная область Галактикиназывается ядром.
В ядре высокая концентрация звезд: в каждом кубическом парсеке находятсятысячи звезд. В центре Галактики предполагается существование массивной черной дыры.Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоямипоглощающей материи. Вторая подсистема - это массивный звездный диск. В диске концентрациязвезд значительно больше, чем в гало. Звезды внутри диска движутся по круговым траекториямвокруг центра Галактики.30.2. Звездные скопления.Не менее 70% звезд Галактики входят в состав двойных и кратных систем, а одиночные звезды- это, скорее, исключение из правил. Но нередко звезды собираются и в более многочисленные"коллективы" – звездные скопления.
Звездное скопление - группа звезд, расположенных в73пространстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождением и взаимным тяготением.Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные.30.3. Шаровые и рассеянные звездные скопления.Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе от десятков тысяч до миллионовзвезд. Для этого типа скоплений характерна правильная сферическая или несколько сплюснутаяформа (которая, по-видимому, является признаком осевого вращения скопления). Находятся вгало, обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличениемконцентрации звёзд к центру скопления.
Пространственные концентрации звёзд в центральныхобластях шаровых скоплений составляют 100—1000 звёзд на кубический парсек. Диаграмма"спектр-светимость" у шаровых скоплений имеет характерную форму из-за отсутствиямассивных звезд на ветви главной последовательности. Это свидетельствует о значительномвозрасте шаровых скоплений (10-12 млрд. лет, т.е.
они формировались одновременно собразованием самой Галактики) - за такое время запасы водорода исчерпываются у звезд смассой, близкой к солнечной, и они покидают главную последовательность (и чем большеначальная масса звезды - тем быстрее), образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в шаровыхскоплениях самыми яркими звездами являются красные гиганты. Кроме того, в них наблюдаютсяпеременные звезды (особенно часто - типа RR Лиры), а также - конечные продукты эволюциимассивных звезд (входящие в тесные двойные системы с нормальной звездой белые карлики,нейтронные звезды и черные дыры), проявляющие себя в виде рентгеновских источников разныхтипов. Но в общем в шаровых скоплениях двойные звезды встречаются редко.
Еще однаособенность шаровых скоплений - пониженное содержание тяжелых (тяжелее гелия) элементов ватмосферах входящих в них звезд. По сравнению с их содержанием в Солнце звезды шаровыхскоплений обеднены этими элементами в 5-10 раз, а в некоторых скоплениях - до 200 раз. Этаособенность характерна для объектов сферической составляющей Галактики и также связана сбольшим возрастом скоплений - их звезды формировались из первичного газа, в то время какСолнце было образовано значительно позже и содержит в себе тяжелые элементы, образованныеранее проэволюционировавшими звездами.Рассеянные звездные скопления содержат относительно немного звезд - от несколькихдесятков до нескольких тысяч, и ни о какой правильной форме здесь, как правило, уже речи неидет.
Они сильно концентрируются к плоскости Галактики. Диаметры рассеянных скоплений от1.5 пк до 15-20 пк, а концентрация звезд составляет от 1 до 80 на 1 пк3. Как правило, скоплениясостоят из относительно плотного ядра и более разряженной кроны. Характерно большоеразнообразие диаграмм "спектр-светимость". Химический состав звезд, входящих в рассеянныескопления, достаточно однороден, и в среднем содержание тяжелых элементов близко ксолнечному, что типично для объектов диска Галактики.30.4.
Звездные ассоциации.Звездные ассоциации – разреженные группы звезд, возраст которых не превышает несколькихдесятков миллионов лет (при этом самым молодым из них - не более миллиона лет). Обычнозвездная ассоциация имеет размер 50-100 пк и содержит от нескольких звезд до нескольких сотен,тем самым отличаясь от молодых звездных скоплений большим размером и меньшей плотностьюзвезд.
Притяжение между звездами в ассоциациях обычно слишком мало, чтобы удержать ихвместе, и поэтому ассоциации существуют недолго - всего за 10-20 млн. лет они расширяютсянастолько, что их звезды уже не выделяются на фоне других звезд. Существование в Галактикезвездных скоплений и ассоциаций самого различного возраста неопровержимо свидетельствует о74том, что звезды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звездообразованияпродолжается и в настоящее время.30.5.
Оценка возрастов скоплений по диаграмме Герцшпрунга-Рассела.Определить возраст одиночной звезды практически невозможно, в то время как звезды вскоплениях образовались одновременно и имеют почти одинаковый возраст, который легкоопределяется по эволюционным трекам (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) и изохронам(последовательностям равного возраста), и также имеют практически одинаковый химическийсостав. Следовательно, их видимые различия связаны с различием их масс и стадий эволюции.Сразу после формирования они, в соответствии со своей массой, занимают положение на главнойпоследовательности и начинают эволюцион¬ное движение — каждая по своему треку.Массивные звезды высокой светимостиэволюционируют быстро и первымипокидают главную последовательность.Звезды меньшей массы остаются на нейдольше.Формуизохронможнорассчитать, исходя из совре¬меннойтеории звездной эволюции.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
