Реферат: Наша галактика - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Наша галактика

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 5834 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

24 План : 1. ВВЕДЕНИЕ 2. ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ 3. СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД 4. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ 5. МЕЖДУ ЗВЕЗДАМИ 6. АССОЦИАЦИИ И ПОДСИСТЕМЫ 7. МЕСТНАЯ СИСТЕМА 8. ВЫВОДЫ ВВЕДЕНИЕ Астрономия — это наука о Все ленной , изучающая движение , строение , прои с хождение и развитие небесных тел и их систем . Как и все на свете , астроно мия имеет длительную историю , едва ли не большую , чем любая другая наука . По ходу знакомства с окру жающей нас Вселенной возникали новые области познания . Рождались отдельные направления исследова ний , постепенно скл а дывавшиеся в самост оятельные научные дисципли ны . Все они , разумеется , об ъ единя лись общими интересами астроно мии , но сравнительно узкая спе циализация внутри астрономии все больше и больше давала себя знать. В современной астрономии четко выделились следующие разделы : I. Астрометрия — древнейший раздел астрономии , изучающий по ложение на небе небесных тел в определенные моменты времени. Где и когда — таков по существу основ ной вопрос , на который отвечает астрометрия . Очевидно , для ответа нужно знать ту систему координат , относительно которой определяют положение тела , и уметь измерять промежутки времени с помощью равноме р ного движения. Порожденная нуждами практики , астрометрия до сих пор остается наиболее “практической” , прикладной отраслью астрономии . Измере ния времени и м е стоположения нужны во всех делах человеческих , и поэтому трудно указать о б стоя тельства , где астрометрия прямо или косвенно не находила бы себе прим е нение. II. Небесная механика возникла лишь в XVII в . когда стало возможным изучать силы , управ ляющие дв ижением небесных тел . Главной из этих сил , как известно , является гравитационная сила , т . е . сила тяготения , или , иначе говоря , сила взаимного притяжения небес ных тел . Хотя природа гравитации до сих пор не ясна , теория движения небесных тел под дейст ви е м тяготения разработана очень обстоятельно , как , впрочем , и теория фигур равновесия небесных тел , к о торые определяются гравитацией и вращением . Обе эти теории , и составляют главное , чем занимается небесная механика. III. Почти одновременно с не бесной меха никой развивалась и астрофизика — та отрасль астроно мии , которая изучает физическую природу небесных тел . А стало это возможным благодаря изобретению телескопа , который далекое сделал близким и позволил рассмотреть удивительные подробности на небе и небес ных телах . Особенно бурное развитие астрофизика испытала с открытием спе к трального анализа в XIX в . Стремительный рост астрофизических знаний , нев и данно быстрое расширение средств иссле дования физики космоса продол жается и в наше время. IV. Звездная астр ономия изучает строение и развитие звездных сис тем . Этот раздел возник на грани XVIII и XIX вв . с классических работ Вильяма и Джона Гершелей . Дальнейшие шаги в познании звездных систем показали , что звездная астрономия немыслима без астро физики . Подобно тому , как в современной ас т рономии астромет рия все теснее сближается с небесной механикой , астрофиз и ческие методы исследования приобретают все боль шее значение в исследовании звезд ных систем. V. Конкретные данные , добывае мые перечисленными выше отрасл я ми ас т рономии , обобщаются космо гонией, которая изучает происхож дение и развитие небесных тел . Так как эволюция небесных тел совершается , как правило , за сроки , несравнимо большие , чем время су ществования человека , решение космогонических проблем — дело очень трудное . Правда , в какой-то мере оно облегчается некоторыми быстропротекающими космическими процессами типа взрывов , которых в последнее время открывают все больше и больше . Однако разгадать их эволюционный смысл далеко не всегда просто. VI. К осмология занимается наи более общими вопросами строения и эвол ю ции всего , мира в целом . Космологи стараются рассматривать Вселенную в ц е лом , не забывая , конечно , о том , что человеку всегда доступна лишь ограниче н ная часть бесконечного и неисчерпаемого во всех отношениях Мира . Поэтому космологические “модели” всей Все ленной , т . е . теоретические схемы “Мира в целом” , неизбежно стра дают упрощенчеством и лишь в большей или меньшей степени отра жают реальность . Космология всегда была и остается сферой иде о ло гической борьбы идеалистического и материалистического мировоззрений. Данная работа посвящена одной из основных частей звездной астрономии – нашей Галактике. Планета Земля принадлежит Солнечной системе , которая состоит из еди н ственной звезды – Солнца и дев яти планет с их спутниками , тысяч астероидов , комет , бесчисленных частичек пыли , и все это обращается вокруг Солнца . П о перечник Солнечной системы составляет примерно 13 10 9 км. Солнце и Солнечная система расположены в одном из гигантских спиральных рукавов Галактики , называемой Млечным Путем . Наша Галактика содержит б о лее 100 млрд . звезд , межзвездный газ и пыль , и все это обращается вокруг ее центра . Поперечник Галактики составляет примерно 100 000 световых лет (один миллиард миллиардов километров ). Далее б удет рассмотрена история изучения и строение нашей Галактики. ОТКРЫТИЕ ГАЛАКТИКИ 3вездная астрономия , т.е . раздел астрономии , изучающий строение звездных с и стем , возникла сравнительно недавно , всего два века назад . Раньше она не могла возникнуть , так к ак оптические средства исследования Вселенной были еще крайне несовершенны . Правда , высказывались разные умозрительные идеи о строении звездного мира , подчас гениальные . Так , древнегреческий философ Де мокрит (460 — 370 г . до н.э .) считал Млечный Путь скопищем слабосветящихся звезд . Немецкий ученый XVIII в . Иоганн Ламберт (1728 — 1777) полагал , что звездный мир имеет ступенчатое , иерархиче ское строение : меньшие системы звезд образуют большие , те , в свою очередь , еще большие и т . д ., наподо б ие известной игрушечной “матрешки” . И эта “лестница сис тем” , по Ламберту , не имеет конца , т . е . подобная “структурная” Все ленная бесконечна . Но , увы , все такие идеи не подкреплялись факта ми , и звездная астрономия как наука зародилась лишь в труда х Вильяма Гершеля (1738 — 1822), ве ликого наблюдателя и исследователя звездной Вселенной. За свою долгую жизнь он отшлифовал для телескопов около 430 телеск о пических зеркал , и среди них громадное зеркало диаметром 122 см и фокусным расстоянием 12 м . Гершел ю стало доступно огромное множество очень сл а бых звезд , что сразу расширило горизонты познания . Удалось выйти в гл у бины звездного мира. Еще в 683 г . н.э . китайский астроном И . Синь измерил коорди наты 28 звезд и заметил их изменения по сравнению с бол ее древними определениями . Это з а ставило его высказать догадку о собственном движении звезд в пространстве . В 1718 г . Эдмунд Галлей на основании наблюдений Сириуса , Альдебарана и Ар к тура подтвердил эту гипотезу . К концу Х VIII в . стали известны собственные движения все го 13 звезд . Но даже по таким крайне бедным данным Гершелю удалось обнаружить движение на шего Солнца в пространстве. Идея метода Гершеля проста . Когда идешь по густому лесу , кажется , что д е ревья впереди рас ступаются , а сзади , наоборот , схо дятся . Так и на небе — в той его части , куда летит Солнце вместе с Солнечной системой (созвездие Геркул е са ), звезды будут казаться “разбегающимися” в стороны от апекса — точки неба , куда направ лен вектор скорости Солнца . На оборот , в противоположной точке неба (антиапексе ) звезды должны казаться сходящимися . Эти эффекты и были выявлены Гершелем , но из-за скудости данных скорость движения Солнца он определил неточно. Гершель открыл множества двой ных , тройных и вообще кратных звезд и о б наружил в ни х движение компонентов . Это доказывало , что кратные звезды - физические систе мы , подчиняющиеся закону тяготе ния . Но главная заслуга В и льяма Гершеля состоит в его исследо вании общего строения звездного мира . З адача была трудной . В ту пору (конец ХУШ в .) ни до одной из звезд не было известно расстояние . Пришлось поэтому ввести ряд уп рощающих предполож е ний . Так , Гер шель предположил , что все звезды распределены в пространстве рав номерно . Там же , где наблюдаются сгущения звезд , в том направлении звездная система имеет большую протяженность . Пришлось также предпол о жить , что все звезды излучают одинаковое количество света , а их видимая звездная величина зависит только от расстояния . И , наконец , мировое простра н ств о Гер шель считал абсолютно прозрачным . Все эти три допущения были , как мы теперь знаем , ошибочными , но ничего лучшего во времена Гершеля придумать было невозмож но . На звездном небе Гершель выде лил 1083 площа д ки и на каждой из них подсчитывал числ о звезд данной звездной величины . Предположив затем , что самые яркие звезды наиболее близки к Земле , Гершель принял их расстояние от Земли за единицу и в этих отно сительных масштабах построил схему нашей звездной системы . При этом Гершель полагал , что ег о теле скопы позволяют видеть самые далекие звезды Галактики. Схема строения Галактики по Гершелю была , конечно , далекой от действ и тельности . По лучалось , что поперечник Галактики равен 5800 св . годам , а ее толщина 11ОО св . годам , причем Солнечная систе ма находится недалеко от г а лактического центра . Хотя в этой работе действительные размеры нашей звез д ной системы уменьшены по крайней мере в 15 раз и положение Солнца оценено неверно , не следует преуменьшать значение открытия Гершеля . Именно он впервые оп ытным путем доказал структурность звездной Вселенной , опровер г нув популярные в ту пору взгляды о равномерном распределении звезд в беск о нечном пространстве. Следующий , весьма важный вклад в изучение Галактики внесли русские ученые . Воспитанник Дерптско го (Тартуского ) университета Василий Як о влевич Струве был первым астрономом , который в 1837 г . измерил расстояние до звезд . По его измерениям рас стояние до Веги равно 26 св . годам , что весьма близко к современным результатам . Независимо от С труве в 1838г . Ф . Бессель (1784 — 1846) измерил расстояние до звезды 61 Лебедя (11,1 св . лет ), а затем Т Гендерсону (1798 — 1844) в 1839г . удалось отыскать самую близкую к нам звезду Альфу Центавра (4,3 св . года ). Позднее расстояния до целого ряда зв е зд были измерены Пулковской обсерватории X. Петерсом (1806 — 1880). Как тогда писали , “лот , закину тый в глубину мироздания , достал дно” . Ст а ли известны масштабы звездных расстояний . Нужно было продолжить работы Гершеля на бо лее высоком уровне знаний . Эт им и занялся В.Я . Струве. Теоретически подсчитав , сколько звезд должны быть видимы в теле скопы Гершеля и сколько он видел на самом деле , В . Я Струве пришел к фундаме н тальному открытию . Межзвездное пространство наполне но веществом , погл о щающим свет звез д . Без учета этого межзвездного поглощения выяснить стро е ние Галактики невозможно . Кстати оказать , оценка величины поглощения света , подсчитанная Струве , близка к современным оценкам . В отличие от Гершеля , Струве не считал светимость звезд о динако вой . Но звезд с известным до них расстоянием было еще очень ма ло , и поэтому учесть светимость звезд Струве мог только прибли женно. В 1847 г вышел в свет обоб щающий труд В.Я . Струве “Этюды звездной ас т рономии” . В нем автор приходит к выводу , что с гущение звезд в плоскости Млечного Пути — реальное явление , и , следовательно , Галактика должна иметь форму плоского диска . По исследованиям Струве , Солнце расположено не в центре Галактики , а на значитель ном расстоянии от него . Размеры Гала к тики (с уч етом поглощения света ) получились большими , чем полагал Ге р шель . Границы нашей звездной система оказались не доступными для зо н дирования , и поэтому оценить параметры Галак тики в целом В . Я Струве не смог. В середине прошлого века неко торые астроно мы предполагали , что в центре Галактики находится исполинское “центральное Солнце” , за ставляющее своим тяготением все звезды двигаться вокруг себя . Про фессор Казанского униве р ситета М.А . Ковальский (1821 — 1884) до казал , что существование “централь ного Солнца " вовсе не обязательно и звезды Галактики могут двигаться вокруг динамического центра , т.е . геометрической точки , являющейся центром тяжести всей звездной системы . Формулы Ковальского по зволили по собственным движениям звезд найти направление на ц ентр Галактики . В 1927 г . голландский астроном Ян Оорт окончательно доказал , что все звезды Галактики обра щаются вокруг ее центра . При этом Галактика в целом не вращается как твердое тело . Во внутренних областях Галактики (примерно д о Солнца ) угловые скорости звезд почти одинаковы . Однако далее к краям Г а лактики они постепенно убывают , но несколько медленнее , чем положено по третьему закону Кеплера . Орбитальная скорость Солнца составляет 250 км /с , причем Солнце завершает полный обор от вокруг це н тра Галактики примерно за 200 млн . лет. Только в 1934 г . были уверенно определены сл е дующие параметры нашей звездной системы : расст о яние от Солнца до центра – 32 000 св . лет ; диаметр Г а лактики 100 000 св . лет ; толщена галактического “диска” 10 000 св . лет ; масса 165 млрд . солнечных масс. Общая схема строения Галактики современным данным представле на на р и сунке. В Галактике различают три главные части — диск , гало и корону . Централ ь ное сгущение диска назы вается балджем . В диске сосредоточены звезды , п о рождающие яв ление Млечного Пути . Здесь же присутствуют многочисленные обла ка пыли и газа . Диаметр диска близок к 100 000 св . годам , наи больший и наименьший поперечники балджа соответственно бл изки к 20 000 и 30 000 св . лет. Гало по форме напоминает слегка сплюснутый эллипсоид с наибольшим диаметром , немного превосходящим поперечник диска . Эту часть нашей звез д ной системы населяют главным образом старые и слабосветящиеся звезды , а газ и пыль та м практи чески отсутствуют . Масса гало и диска примерно один а кова . Обе эти части Галактики погружены в огромную сферическую корону , диаметр которой в 5 — 10 раз больше диаметра диска . Возможно , что корона содержит главную массу Галактики в форме невидимого пока вещества (“скрытой массы” ). По некоторый оценкам эта “скрытая масса” примерно раз в 10 больше массы всех обычных звезд Галак тики , сосредоточенных в диске и г а ло. Такова общая картина . Важны и детали . Внутри Галактики су ществуют разные по масштабам звездные системы — от двойных звезд до скоплений из десятков тысяч звезд . Различают и более крупные подсистемы в нашей звездной системе . Существенный элемент структуры Галактики - межзвездная среда , пылевые и газовые туманнос-ти . Со всем э т им более подробно мы сейчас и ознакомимся. СОДРУЖЕСТВА ЗВЕЗД Очень многие звезды “предпочи тают” странствовать не в одиночку , а парами . Вполне естественно счи тать , что близость компонентов в системе двойной звезды имеет глубокие причины . Две звезды о бъ единились в одну систему не при случайной встрече в бескрайних просторах космоса (что весьма м а ловероятно ), а возникли совмест но . В последнем случае их физи ческие свойства должны , по-видимо му , быть сходными , хотя известны и такие пары звезд , гд е компоненты не имеют друг с другом почти ничего общего . Приведем пр и меры. Рядом с Сириусом есть замеча тельная звездочка — это открытый в 1862 г . первый “белый карлик” . В последнее время за спутником Сириуса (“Песьей звездой” древних египтян ) укоренил ось даже собст венное имя — Щенок . Щенок лишь вдвое уступает по массе Сириусу , а по объему— в 10 3 раз . Ясно поэтому , что плотность вещества спутника Сириуса очень велика . Если бы можно было этим веще ством наполнить волейбольный мяч , последний приобре л бы весьма со лидную массу— около 160 т ! Сириус и Щенок— система из двух солнц , двойная звезда . Но как не похожи они друг на друга . Впро чем , астрономам известны и другие , куда более стра н ные содружества. В созвездии Цефея есть двойная звезда , обозначаемая символом VV . Главная звезда — колоссальный хо лодный сверхгигант , по диаметру в 1200 раз прев ы шающий Солнце . Его спутник— обычная и горячая звезда , по-видимому , с о б ширной , “толстой” атмосферой . Главная звез да превышает свой спутник по объему почти в 2 000 раз. Странных содружеств в мире звезд очень много . Их происхожде ние ост а ется пока невыясненным . Справедливость требует , однако , заметить , что есть немало и таких систем , в которых звезды как две капли воды похожи друг на друга. Вот , например , сис тема четырех звезд из созвездия Лиры , которую астрономы обозначают буквой “эпсилон” . Все четыре звезды очень похожи друг на друга . Они больше , массивнее и ярче Солнца , и каждая из них , скорее напом и нает Сириус. Особенно замечательна пара звезд-гигант ов , сливающаяся для невоор у женного глаза в одну звез ду — Капеллу . Они схожи , как близнецы , и их тесное , в буквальном смысле слова , содружество (рас стояние между ними — миллионы километров ) заставляет обе звезды обращаться вокруг общего центра мас с почти за три месяца. Когда две звезды находятся друг от друга на расстоянии , сравнимом с их п о перечниками , они неизбежно теряют свою сферическую форму . Взаимное пр и тяжение оказывается настолько мощным , что обе звезды под действием пр и ливных сил вы тягива ются в направлении друг к другу . Вместо шара каждая звезда становится трехосным эллип соидом , причем наибольшие оси эллипсоидов всегда совпадают с прямой , соединяющей центры обеих звезд. Одним из типичных представите лей этого класса звезд яв ляется звезда W из созвездия Большой Медведицы . В этой системе и з д вух дынеобразных заезд движение , как обычно , совершается вокруг общего центра масс . Оно весьма стреми тельно : звезды так близки друг к другу , что через восемь часов ка ж дая из них снова возвращается в первоначальное положение . Лю бопытно , что обе “звездные дыни” как две капли воды сходны между собой . Благодаря р а венству масс центр тяжести лежит в точности посередине между звездами , и обе они , в сущности , обращаются по одной общей кругово й орбите. При наблюдениях с Земли оба компонента этой системы неразличимы в о т дельности даже в силь нейшие телескопы . Все сведения о природе звезды W Большой Мед ведицы были получены исключи тельно по наблюдениям измен е ния ее видимой з в ездной величины . Н е трудно сообразить , что , обращаясь вокруг общего центра тяжести , дынеобразные светила поворачи ваются к нам то более широкой , те более узкой своей частью . По этой причине звезда W Бол ь шой Медведицы принадлежит к числу переменных звезд , т е . звезд , по ток изл у чения от которых изменяется . Тщательный анализ кривой изменения потока от W Большой Мед ведицы и раскрыл перед астроно мами все удивительные сво й ства этой двойной системы. Иногда дынеооразными могут быть с амые крупные , массивные из звезд . Примером м о жет служить уникальная система АО Касси о пеи , в сравнении с к о торой предыдущая пара выглядят весьма миниатюрной. Обе , звезды в системе АО Касси о пеи— горячие гиганты , тем пература атмосферы которых около 2500 0 К . Каждый из гигантов почти в 30 раз ма с сивнее Солнца и в 200 — 300 тыс . раз превосходит его по светимости. Расчеты показывают , что рас стояние между центрами этих горя чих гигантов составляет всего 25 млн . км ., а вытянутость их такова , что обе и споли н ские “дыни” касаются друг друга ! И вся эта система быстро вращается с перио дом всего в несколько часов ! Звезду b Лиры можно без всяких колебаний наз в ать замеча тельной . Как и звезда W Большой Медведицы , b Лиры состоит из двух дынеобразных звезд, обра щающихся вокруг общего центра тяжести . Большая из них— горя чая г и гантская звезда , атмосфера которой нагрета до 15000 К . Мень шая звезда вдвое холоднее , и ее излучение совершенно теряется в потоках света , излучаемых главной звездой . На b Лиры впервые обратили внимание в конце Х V Ш в ., но , несмотря на тщательные исследования в течение почтя двух веков этой яркой звезды , ее природа до недавнего времени , казалась зага дочной . Особенно сложными и непонятны ми были спектр звезды и те и з менения , которые в нем наблю дались . Сейчас эти св е товые “ияеро-глифы” расшифрованы , и результаты проведенн о го исследования схематически представлены на рисунке. От главной звезды В 9 к ее спут нику F непрерывно извергаются потоки газового вещества . Они огибают спутник и возвращаются к главной звезде , образуя , таким образом , непрерывную циркуляцию газа . Но инертность газа и враще ние спутника вокруг главной звезды приводят к тому , что часть газа , находящегося за спутни к ом , на стороне , противоположной направ лению на главную звезду , улету чивается во внешнее пространство . При этом газ , удаляясь от звезды , образует огромное газовое коль цо . Нечто сходное можно иногда увидеть при фейерверках , когда особые вертушки вы б расывают в воздух светящиеся спирали. Кольцеобразный газовый шлейф b Лиры — образование динамиче ское . Оно непрерывно рассеивается в пространстве , и его кажущаяся стабильность объя с няется непрерыв ным пополнением газового вещест ва идущего от вращающейся звезд ной пары. Доступная нашему наблюдению газовая спираль имеет почти такой же ра з мер , как наша планетная система . Луч зрения лежит как раз в ее плоскости , и только благодаря этому случайному обстоятельству удалось обнаружить ее существо вание . Кольцо вуалирует спектр главной звезды , и именно этим вызваны странные особенности спектра b Лиры . Если бы систему b Лиры мы наблюдали “сверху” или “снизу” , она показалась бы нам самой обычной звездой. На зимнем небе в созвездии Близнецов выделяются две звезды , сходные по яркости друг с другом . Верхняя из них называется Касто ром , а нижняя - По л луксрм . Оба эти имени мифологического про исхождения . Согласно леге н дам древних греков , так звали двух близнецов , рожденных красавицей Ледой от всемогущего Зевса. Еще в 1718 г . английский астроном Д . Брадлей (1693-1762) открыл , что Кастор— двойная звезда , состоящая из двух горячих и крупных солнц . Вскоре удалось заметить , что обе звезды весьма медленно обращаются вокруг обще го центра . К сожалению , до си х пор период обращения в этой системе не может считаться уверенно опреде ленным . Наиболее надежным его значением счит а ется 341 год. Трудности , с которыми приходит ся сталкиваться астрономам , станут более понятными , если осознать , что видимое движение в системах двойных звезд не есть дви жение истинное . Дело в том , что плоскость , в которой спутник совер шает обращение вокруг главной звезды , обычно наклонена под не которым углом к лучу зрения . Поэтому астрономы видят не истин ную орбиту звезды и не и стинное ее движение , а только проекцию того и другого на плоскость , пер пендикулярную к лучу зрения. Все это сильно затрудняет иссле дования . Отсюда проистекает и та неточность результатов , с которыми мы сейчас столкнулись. Кастор А и Кастор В (как обо зна чают астрономы компоненты ин тересующей нас пары ) отстоят друг от друга примерно в 76 раз дальше , чем Земля от Солнца . Ина че говоря , обе звезды разделяет расстояние , почти вдвое превышаю щее среднее расстояние Плутона от Солнца. Около полутора веков на зад по близости от Кастора была замечена слабосв е тящаяся звездочка 9-й звездной величины , сопровождаю щая Кастор А и Кастор В в их полете вокруг центра Галактики . Если звезды видны на небе вблизи друг от друга и движутся в одном направлении и с одной с коростью — это верный признак того , что звезды физически связаны между собой . Поэтому уже с начала века Кастор считается не двойной , а тройной звездой. Кастор С — третий компонент в рассматриваемой системе солнц — полная противоположность Касто ру А и Кас тору В . Это карликовая красноватая зве з дочка . Расстояние между ней и главными звездами системы во всяком случае не меньше чем 960 а . е . Заметим , что измерен ное расстояние есть проекция на небосвод истинного расстояния. При значительной удаленности от глав ных звезд Кастор С обра щается вокруг них с периодом в десятки тысяч лет ! Неудивительно , что за полтора века наблюдения Кастор С не сдвинулся со своего места на сколько-нибудь ощут и мую величину. Любопытнее всего , что каждая из трех звезд , с которыми мы сейчас познакомились , в свою оче редь , представляет собой настолько тесную пару звезд , что “разделить” их удается только методами спект рального анализа. Кастор А и Кастор В распада ются на две пары близнецов , рас стояния между которыми составля ют окол о 10000000 км ! Это в пять раз меньше , чем ра с стояние от Меркурия до Солнца . Весьма воз можно , что все четыре звезды под действием взаимного тяготения при обрели дынеобразную форму трех осных э л липсоидов, Что касается Кастора С , то и эта звезда состоит из двух близ нецов-карликов , удаленных друг от друга на 2700000 км , что лишь вдвое превышает диаметр Солнца. По случайному стечению обстоя тельств плоскость , в которой об ращаются оба двойника Кастор С , проходит через луч зрения земного наблюдателя . Бл а год аря этому одна звезда периодически закрывает часть другой , из-за ч е го общий поток излучения от системы умень шается . Применяя астрономич е скую терминологию , можно сказать , что Кастор С является затме н но-переменной звездой. Перед нами раскрылась уди ви тельная картина — система из шести звезд , связанных между собой уза ми взаимного тяготения : две пары горячих огромных звезд и пара холодных красноватых карликов , непрерывно участвующих , в сложном движении . Двойники Кастор А совершают оборот вокру г общего центра масс всего за 9 дней . Двой ники Кастор В , несколько более близкие друг к другу , имеют еще меньший период обращения— толь ко .3 дня . И уж совсем г о ловокру жительным кажется вращение кар ликов , которые ухитряются обер нуться вокруг центра масс всего за 19 ч ! От 19 ч до десятков тысяч лет — таково разнообразие периодов обращения в этой удивительной системе звезд. Долгое время шестикратная система Кастор считалась уникальной . О д нако в 1964 г . обнаружили , что хорошо известная двой ная зв езда Мицар (средняя в ручке ковша Большой Медведицы ) также , по-видимому , должна быть отнесена к шестикратным системам . Действительно , уже невооруженный глаз легко обнаруживает рядом с Мицаром звездочку пятой звездной величины , названную Алькором . Обе з в езды имеют общее движение в пространстве и п о тому , по-видимо му , образуют физическую пару звезд . В небольшой телескоп Мицар распадается на два компонента — Мицар А и Мицар В . По наблю дениям спектра Мицара А давно установлено , что эта звезда , в свою оче редь , состоит из двух компонен тов с периодом обращения вокруг общего центра тяжести , равным двадцати с половиной земным сут кам . И вот , наконец , в 1964 г . выясн и лось , что Мицар В , казав шийся до тех пор одиночной звез дой , на самом деле состоит из тр ех звезд . Две из них близки друг к другу и обращаются вокруг общего центра масс за 182 сут . Третий же , далеко отстоящий от них компонент обладает значительно большим периодом обращения , рав ным 1 350 сут. В настоящее время известны де сятки тысяч д войных звезд , так что содруж е ства звезд — явление очень частое . Возможно , более половины всех звезд явл я ются двойными. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ Первое знакомство всегда быва ет внешним . Поэтому мы прежде всего обр а тим внимание на фотопортрет типич ного шаров ого звездного скопления . Каждое шаровое скоп ление— это своеобразный исполин ский шар из звезд , или , применяя более специальную терминологию , типичная сферическая звездная с и с тема . Бросается в глаза в общем равномерная по всем направле ниям ко н центрация звезд к центру скопления . В сердцевине шаровых скоплений звезд так много и они так плотно расположены в прос транстве , что на фотографиях видно лишь сплошное сияние. Известно более 130 шаровых звездных скоплений , хотя общее их число в нашей Галактике должно быть раз в д е сять большим . По перечники их весьма различны . У самых маленьких они близки к 5 — 10 св . годам , у наибольших и з меряются 500 — 600 св . лет . Раз лична и масса скоплений - от нескольких д е ся т ков т ысяч до сотен тысяч солнечных масс . Так как различия в массе у отдельных звезд невелики , можно считать , что шаровые звездные скопления с о держат десятки , сотни тысяч , а иногда и миллионы звезд ! На фотоснимках шаровых скоп лений мы видим не действите льное распр е деление звезд в скоплении , а лишь проекций этого распреде ления на плоскость . Выведены фор мулы , позволяющие перейти от видимой картины к истинной . Ока залось , что пространственное распределение звезд в шаровых звезд ных скоплениях весьма сложно . В самых общих чертах шаровые звездные ско п ления состоят из плотного центрального ядра и короны окружающей его , в пределах которой плотность меняется сравни тельно мало . Подмечено , что у разных скоплений увеличение концентрации к центру разл ично— у одних оно мало , у других выражено очень резко . И еще один любопытный факт — некоторые “шары из звезд” заметно сплюснуты . Вызвано ли это их вращением или другими при чинами , пока неизвестно . Для Плеяд , типичного рассеянного , с неправильными очер таниями звездного скопления , ха рактерно обилие очень горячих гигантских звезд . В шаровых скоплениях , наоборот , такие звезды редки или вовсе отсутствуют . Из вестно около 1200 рассеянных звездных скоплений , .Каждое из них включает в себя от не с кольких де сятков до нескольких тысяч звезд , в основном принадлежащий к главной последовательности. Горячие белые и голубые звезды-гиганты — образования весьма мо лодые , существующие не более нескольких десятков миллионов лет (для звезд этот срок все равно что для человека несколько дней ). Раз их нет в шаровых звездных скопле ниях , значит , сами эти скопления по-видимому , имеют весьма почтен ный возраст. О том же свидетельствует и другой факт— в шаровых звездных скоплениях , за очень редким исклю чением , нет газовых или пылевых туманностей . Ме ж звездное про странство там почти идеально прозрачно . Так могло получиться , если , например , шаровые звездные скопления совершили много оборотов в о круг ядра Галактики и каждый раз проходя через богатую глазом и пы лью сер е динную плоскость нашей звездной системы , они оставляли там свои газы и пыль . Этот гран диозный очистительный “фильтр " действовал , безотказно и , возможно , благодари , ему шары из звезд так очищены от межзвездного “мус о ра”. Заметим , что в шаровых ск опле ниях найдены сотни переменных звезд и источники рентгеновского излучения. МЕЖДУ ЗВЕЗДАМИ В созвездии Ориона темными зимними ночами можно рассмотреть слабо светящееся туманное пят нышко . Его впервые заметили еще в 1618 г ., и с тех пор на протяжени и трех с половиной веков туманность Ориона служит предм е том тщатель ного исследования. Невооруженному глазу туман ность Ориона кажется размером с Луну . На фотоснимках , получен ных при помощи мощных телеско пов , она занимает , всё созвездие ! Это невообраз имо большое и очень сложное по своей структуре межзвездное облако космических газов находится от Земли на расстоянии 1800 св . лет. Туманность Ориона — типичный представитель первой группы меж звездных объектов - газовых ту манностей. Вторая , не менее многочисленная группа межзвездных образований пре д ставлена в том же созвездии . Это знаменитая тёмная туманность , благодаря своим причудливым внешним очертаниям названная Конской головой . Наибольший поперечник “голо-вы” , в 20800 раз превышает рас ст ояние от Земли до Солнца. Конская голова состоит из мель чайшей твердой космической пыли.Облако пыли задерживает свет расположенных за ним звезд , и поэтому на фоне звездного неба некоторые из пылевых туманностей имеют вид зловещих черных пятен . Из образ ований подобного рода наиболее заметна развилка Млечно го Пути . В темные августовские ночи , когда созвездие Лебедя в наших широтах близко к зениту . Млечный Путь , начиная от Дене ба - самой яркой звезды в Л е беде , двумя сверкающими потоками нис падает к горизонту . Разделение Млечного Пути только кажущееся . Оно вызвано колоссальными и срав нительно близкими к нам облаками космической пыли , которая и созда ет эффект разви л ки. Темные и светлые туманности , подобные описанным выше , легко доступны для наблюде ния . Гораздо труднее обнаружить необычайно разреженную и почти совершенно прозрачную газовую среду , которая называется межзвездным газом. Известно , что межзвездный газ на самом деле представляет собой смесь , главным образом , водорода и гелия . Непрерывной дымкой за полняют эти г а зы межзвездное пространство нашей Галактики , и нет направления , в кот о ром бы спектрограф не обнаруживал при сутствия разреженной межзвездной среды. Кроме газа и пыли есть и другие формы материи , которые совсем не оста в ляют ме ста для пустоты. Солнце и звезды , особенно не которых типов и на определенных этапах своей эволюции , выбрасы вают в пространство великое мно жество мельчайших частиц — кор пускул . Среди них преобладают про тоны и альфа-частицы , представ ляющие собой ядра н аиболее легких химических элементов — водорода и гелия . Нет сомнения в том , что межзвездное пространство прони зывается корпу с кулярными пото ками , или , как говорят , корпуску лярным излучением звезд. К этому добавляются потоки электромагнитного излуч ения , испуска е мого не только звездами , но и самой межзвездной средой . Часть этого изл у чения человеческий глаз воспринимает в виде света , другие электромагнитные волны , например радиоволны , могут быть уловлены с помощью тех или иных приемников . Вся эт а лучистая энер гия сплошь заполняет космос , по крайней мере в наблюдаемой нами его части . Нельзя указать ни одной точки простра н ства , куда бы не доходило в той или иной форме электромагнитное излучение. Из закона всемирного тяготения следует , что притяж ение каждого предмета может быть обнаружено на любом сколь угодно большом расстоянии . Проявл е ние сил данной природы в пространстве называется полем этих сил . Следов а тельно , про тяженность поля тяготения любого тела , строго говоря , беспредел ь на . Оно , если у годно , может считаться своеобразным “продолжением” лю бого тела. Поле хотя и невещественно (т . е . не состоит из элементарных частиц в е щества — электронов , про тонов , нейтронов и т . п .), тем не менее вполне м а териально . Ведь под материей понимается любая объективная реальность , т . е . все то , что существует независимо от нас и , воздействуя на наши органы чувств , порождает в нас ощущения. Два тела , состоящие из ве щества , не могут одновременно за нимать один и тот же объем пространства . Для п олей тяготения такого огранич е ния нет . Они совер шенно беспрепятственно перекрыва ют друг друга , и в данном объеме пространства могут действовать сов местно много полей и даже разной природы (электрические , магнитные и т.д .). Все сказанное о гравитационном поле в полной мере относится к полям эле к тромагнитным , наличие которых в космосе также можно считать твердо уст а новленным. Возвращаясь к веществу между звездами , заметим , что в окру жающей нас земной обстановке нет ничего , что хотя бы в отдаленной сте пени напомин а ло сверхразрежен ную межзвездную среду . Самым легким веществом обычно принято считать воздух . Однако по сравнению с любой межзвездной туман ностью воздух выглядит образова нием необычайно плотным . Кубический сан тиметр комнатного в оздуха имеет массу , близкую к 1 мг ; пло т ность туманности Ориона в 100 000 000 000 000 000 (10 17 ) раз меньше . Пр о честь это число нелегко . Но еще труднее наглядно предста вить себе столь бол ь шую степень разреженности вещества. Плотность межзвездных газовых туманностей (10 -17 кг /м 3 ) так нич тожно мала , что массой в 1 мг будет обладать газовое облако объемом в 100 км 3 ! В технике стремятся в некоторых случаях получить вакуум — весьма разр е женное состояние газов . Путем довольно сложных ухищрений уда ется умен ь шить плотность комнат ного воздуха в 10 млрд . раз . Но и такая “техническая п у стота” все же оказывается в миллион раз более плотной , чем любая газовая ту манность ! Может показаться странным , почему столь разреженная среда на фотограф и ях кажется сплош ным и даже плотным светящимся облаком , тогда как воздух настолько прозра чен , что почти не искажает наблю даемую сквозь него картину Вселен ной . Причина заключается , конечно , в размерах туманностей . Они так грандиозны , что представить себе объем , ими зани м аемый , нисколько не легче , чем ничтожную их плот ность В среднем туманности имеют поперечники , измеряемые световыми г о дами или даже десятками све товых лет . Это означает , что если Землю умен ь шить до размеров булавочной головки , то в таком масштабе ту манность Ор и она должна быть изображена облаком размером с земной шар ! Поэтому , н е смотря на ничтожную плотность составляющих ее газов , вещества туманности Ориона все же вполне хватило бы на изготовле нием нескольких сотен таких звезд , как наше Солнце. Мы находимся от туманности Ориона на расстоянии , которое свет преодолевает за 1800 лет . Благодаря этому мы видим ее всю целиком . Если же в будущем при межзвездных перелетах путешест венники окажутся внутри туман ности Ориона , то заметить это будет нел е гко — рассматриваемая “изну т ри” туманность покажется почти идеально прозрачной. Свечение газопылевых туман ностей может быть вызвано тремя причинами . Во-первых , если вблизи туманности находится какая-нибудь звезда - туманность отражает ее свет , как т уман , освещенный уличным фонарем . Во-вторых , в тех случаях , когда соседняя звезда весьма горячая (с темпера турой атмосферы большей 20000 К ), атомы газов туманности переизлучают энергию , получаемую от звезды , и процесс свечения пре вращается в люми н есценцию , имеющую сходство со свечением газов в рекламных трубках . Наконец , постоянно дв и жущиеся газовые об лака иногда сталкиваются друг с другом , и энергия столкновения частично преобразуется в излучение . Разумеется , все три причины могут действова ть и совместно. АССОЦИАЦИИ И ПОДСИСТЕМЫ Когда мы видим на небе группу редких звезд , объяснить это их случайной встречей в мировом про странстве было бы ошибкой . Скорее такие звезды имеют общее проис хождение , и мы их застали в ран ний период их жизни , когда они еще не успели разойтись в разные стороны. Так рассуждал известный совет ский астроном , академик В . А . Амбарцумян , когда в !947 г . ему удалось открыть рассеянные группы очень горячих звезд-гигантов (спек тральные классы О и В ), а также перемен ных желтых и красных кар ликовых звезд типа звезды Т Тельца . Первые из этих группировок В . А . Амбарцумян назвал 0-ассоциацнямй , вторые Т-ассоциациями . Каждая а с социация состоит из нескольких десятков звезд , и размеры их колеблются в пределах от десятко в до сотен световых лет . Установлено , что некоторые асс о циации медленно расширяются во все стороны. Внутри звездных ассоциаций об наружены большие массы водорода и пыл е вая материя. По мнению В . А . Амбарцумяна н его последователей , звезды , обра зующие ассоц иации , возникли одновременно из особых , как он назы вает , дозвездных тел . Эти тела пока решительно ничем себя непосред ственно не проявили . Сущ е ствуют ли они в действительности , покажет будущее. Еще в 1944 г . немецкий астроном В . Бааде (1893 — 1966) разде лил звез д ное население Галактики на два типа . К первому он отнес звезды , соста в ляющие спиральные ветви нашей звездной системы , а также звезды рассеянных звездных скоплений и некоторые другие . Население второго типа по Бааде — это звезды шаровых зв ездных скоп лений и звезды ядра Галактики. Примерно в это же время де тальное изучение структуры Галак тики начал известный советский специалист по звездной астрономии Б . В . Кукаркин (1909 — 1977). В ито ге он пришел к выводу , что в Галактике можно выдел ить три под системы : плоскую , промежуточную и сферическую . Б . В . Кукаркин до казал , что звезды с одинаковыми физическими характеристиками рас пределяются в пространстве одинаковым способом . Так , например , горячие гигантские звезды спектральных классов О и В , звезды рассеянных скоплений , пылевые туманности и сверхновые звезды образуют плоские подсистемы . Промежуто ч ные подсистемы образованы новыми звездами , белыми карликами и некот о рыми переменными звездами . Наконец , распределение в пространстве шаров ых звездных скоплений , субкарликов и некоторых типов переменных звезд хара к терно для сферических подсистем. Есть прямая связь между ре зультатами Бааде и Кукаркина . Плоские подсистемы состоят из населения I ти па , сферические— из населения II типа . Любопытно , что звезды II типа отличаются дефицитом металлов , что ск о рее всего свид е тельствует о большом возрасте звезд сферич е ских подсистем. Описанное разделение на под системы , по-видимому , имеет глубо кий эволю ционный смысл , раскрыть который в деталях предст о ит в будущем . В настоящее время принято делить население Галактики на пять подсистем , схемы и назва ния которых указаны на рисунке . В следующей та б лице приведен примерный возраст каждой из под систем в миллиардах лет и их характерный состав. Как уже говорилось , главное , центральное сгущение звезд в Га лактике называется балджем . Спи ральная структура в балдже не проявляется . Она х а рактерна для диска— плоской составляющей Галактики поперечником ок оло 100000 св . лет . Скорее всего Га лактика имеет две спиральные вет ви , ш и риной около 3000 св . лет каждая. Самая центральная область Га лактики поп е речником в несколько тысяч световых лет— это арена очень бурных и пока еще не вполне понятных пр о цессов . Здесь наблю дается движение газов со скоростью в сотни киломе т ров в секунду , и создается впечатление , что имеют место какие-то гигантские взрывы , последствия которых мы видим . Пыль мешает нам рассмотреть под роб ности , но , по мнению ряда астрономов , в центре Галактики имеется сверхмассивная “черная дыра” с массой в десятки тысяч солнечных масс , окруженная втя гивающимися в нее газами . Так ли это , решит будущее. МЕСТНАЯ СИСТЕМА Не только Вильям Гершель , но и некоторые его предшественники высказ ы вали предположение , что часть светлых туманностей на небе представляют собой другие звездные системы , подобные Галактике . Лорд Росс даже сумел в свой огромный телескоп рассмотреть спиральную структуру некоторых из них . Но все это были ничем не подкрепленные догадки , и дискуссия об истинной природе “подозрительных” туман ностей захватила почти всю первую четверть текущего века . Лишь в 1924 г . американский астроном Эдвин Хаббл (1889 — 1953) при п о мощи 100-дюймового рефлек тора обсерватории Маунт-Вилсон сумел “ра з ложить” на отдельные звезды спиральные ветви туманнос тей Андромеды и Треугольника . Среди этих звезд оказались це феиды — переменные звезды , п е риод изменения светимости которых одно значно определяет а бсолютное зна чение их светимости . Как уже гово рилось , зная абсолютную и видимую яркость звезды , легко вычислить расстояние до нее . Так впервые уда лось доказать , что обе туманности лежат далеко за пределами Галактики . Постепенно , в борьбе разных идей , р о дилась новая отрасль нау ки — внегалактическая астрономия. Сегодня известно великое мно жество галактик . На некоторых участках неба их видно больше , чем звезд . До самых дальних из них луч света доходит лишь за мил лиарды лет . Естественно , что изуче ние мира галактик началось с бл и жайших из них , которые вместе с нашей Галактикой образуют Мест ную систему из 34 галактик . Местная система галактик зани мает огромный объем пространства попере ч ником около 6 000 000 св . лет . Из 34 членов этой системы два ( туманность А н дромеды и наша Галактика ) принадлежат к гигант ским звездным системам , три (Магеллановы Облака и туманность Треугольника ) являются системами промежуточных размеров , а осталь ные — типичные галактики-карлики. Трудно сказать , насколько ха р актерно такое сочетание звездных систем для других областей Вселенной . С больших расстояний кар ликовые галактики пр о сто не видны . Можно все же думать , что карли ковых галактик во Вселенной долж но быть не меньше , чем гигантских звездных систем. ВЫВОДЫ Из учение звездных систем , очевидно немыслимое в древности , могло начат ь ся на достаточно высоком уровне развития телескопической техники . Начало было положено в Х VIII и XIX вв . громадными реф лекторами Гершелей и Росса . На протяжении этих веков осмысливал ось положение Земли в звездном мире . Окончательно открытие Галак тики с ее реальными параметрами состо я лось лишь к началу 20-х годов текущего века . С этих же лет начи нается и бу р ный рост внегалак тической астрономии , чему спо собствовали прогресс в т е лескопостроении и рождение радиоастро номии. Ныне наблюдаемая часть Вселен ной предстает как совокупность матер и альных систем , начиная от кратных звезд и звездных скоплений и кончая обл а ками из сотен тысяч галактик. Главная задача современной звездной астрономии состоит в вы яснении д е талей строения Метага лактики , т . е . всего доступного на шему изучению звез д ного мира . От крытие квазаров и уменьшение их численности по мере дальне й шего проникновения в глубины Вселенной , возможно , показывает , что “гран и цы” Метагалактики близки к наблю дению самых старых объектов ми роздания. То , что уже известно о мире га лактик , показывает громадное мно гообразие звездных систем . Этот факт еще и еще раз убеждает нас в неисчерпаемости окружающего нас материального ми ра. Список использованной литературы. 1. Засов А.В ., Кононович Э.В. Астрономия : Учебник для 11 класса общеобразов а тельных учреждений . 3-е изд . – М .: Просвещение , АО “Московские учебники” , 2001. 2. О . Струве , Б . Линдс , Э . Пилланс . Элементарная астро номия . 2-е изд . – М .: Наука 1967. 3. Моше Д. Астрономия : Книга для учащихся . Перевод с английского / Под редакцией А . А . Гурштейна . – М .: Просвещение , 1985. 4. Агекян Т . А. Звёзды , галактики , Метагалактика . – 3-е изд . – М .: Наука , 1981. 5. Зигель Ф.Ю. Аст рономия в ёё развитии : Книга для учащихся 8-10 классов средней школы . – М .: Просвещение , 1988.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Гитлер понял, что проиграл войну, когда в туалете рейхстага стали появляться надписи «здесь был Исаев» и «фашизму х&й».
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Наша галактика", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru