Реферат: Звездная светимость и спектральная классификация - 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

Звездная светимость и спектральная классификация

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 386 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

15 Самар ская Государственная Экономическая Академия Самара 1997 Содержание Введение 3 Звездные величины — Расстояние до зв езд 4 Светимость 5 Масса 6 Спектральная классификация — Звезды-гиганты и звезды-карлики 9 Переменные звезды — Звезды , исте к ающие газом 14 Новые звезды 16 Сверхновые звезды 17 Двойные звезды 18 Звездные скопления 19 Звездные ассоциации 20 Что питает звезд ы ? 21 Внутреннее строение звезд 22 Формирование звезд и галактик — Эволюция звезд 23 Белые карлики 26 Нейтронные звезды — Пульсары 27 Черные дыры 28 Приложение 31 Список литературы 32 Введение На протяжении тысячелетий звезды были непостижимы для со знания человека , но они завораживали его . Поэтому наука о звездах - астрономия - это о дна из самых древни х . Понадобились тыс ячи лет , чтобы люди освободились от наивны х представлений о том , что звезды - это светящиеся точки , прикрепленные к огромному к уполу . Впрочем , крупнейшие мыслители древности понимали , что звездное небо с Солнцем и Луной - нечто большее, чем просто увеличенное подобие планетария . Они догадывалис ь , что планеты и звезды являются отдельным и телами и свободно парят во Вселенной . С началом космической эры звезды стали нам ближе . Мы узнаем о них все боль ше и больше . Но древнейшая наука о зве зда х , астрономия , не только не ис черпала себя , но , напротив , стала еще более интересной. Звездные величины Одной из са мых важных характеристик является звездная ве личина . Раньше считали , что расстояние до звезд одинаково , и чем звезда ярче , тем она больше . Наиболее яркие звезды отн если к звездам первой величины (1 m , от лат . magnitido - величина ), а едва различимые невооруженным глазом - к шестой (6 m ). Сейчас мы знаем , что звездная величина характери зует не размеры звезды , а ее блеск , то есть освещенность , ко торую звезда соз дает на Земле . Но шкала звездных величин сохранилась и уточнена . Блеск звезды 1 m больше блеска звезды 6 m ровно в 100 раз . Светила , блеск которых превосходит блеск звезд 1 m , имеют нулевые и отрицательные зве здные величины . Шкала продолжаетс я и в сторону звезд , не видимых невооруженным г лазом . Есть звезды 7 m , 8 m и так далее . Для более точной оценки используют дробные звездные величины 2,3 m , 7,1 m и так далее. Так как звезды находятся от нас н а различных расстояниях , то их видимые зве здные вели чины ничего не говорят о светимостях (мощности излучения ) звезд . Поэтому используется еще понятие “абсолютная звездна я величина” . Звездные величины , которые имели бы звезды , если бы они находились на одинаковом расстоянии (10 пк ), называются абсолю тными з в ездными величинами (М ). Расстояние до звезд Для определения расстояний до ближайших звезд применяется метод параллакса (величина углового смещения предмета ). Угол ( ), под которым со звезды был бы виден средний радиус земн ой орбиты (а ), расположенный перпендикулярно направлению на звезду , называется годичным параллаксом . Расстояние до звезды можно вычислить по ф ормуле a r = — — sin Расстояние до звезды , соответст вующее параллаксу в 1 называется парсек ом. Однако годичные параллаксы мож но определить только у ближайших звезд , располож енных не далее нескольких сотен парсек . Но обнаружилась статистическая зависимость между видом спектра звезды и абсолютной звездной величиной . Таким образом по виду спектра оценивают абсолютные звездные вели ч ины , а затем , сравнивая их с видимы ми звездными величинами , вычисляют и расстоян ия до звезд и параллаксы . Параллаксы , опре деленные таким образом , называются спектральными параллаксами. Светимость Одни звезды кажутся нам более яркими , другие более сл абым и . Но это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд , так как они находятся на разных расстояниях . Таки м образом видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой зве зды , поскольку зависит от расстояния . Истинной характеристико й служит светимость , то есть полная энергия , которую излучает з везда в единицу времени . Светимости звезд крайне разнообразны . У одной из звезд-гигантов - S Золот ой Рыбы - светимость в 500000 раз больше солнечн ой , а светимость самых слабых звезд-карликов при мерно во столько же раз меньше . Если известна абсолютная звездная величин а , то можно вычислить светимость любой зве зды по формуле lg L = 0,4( M - M ) , где : L - светимость звезды, M - ее абсолютна я звездная величин а , а М - абсолютная звездная величина Солнца. Масса Еще одна ва жная характеристика звезды - ее масса . Массы звезд различны , но , в отличие от светимо стей и размеров , различны в сравнительно у зких предел ах . Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных зве зд . На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера , обобщенных Ньютоном , была выведена формула а 3 М 1 +М 2 = — — , 3 р 2 где М 1 и М 2 - массы главной звезды и ее спу тника , Р - перио д обращения спутника , а - большая полуось земной орбиты. Также обнаружена зависимость между светим остью и массой звезды : светимость увеличивает ся пропорционально кубу массы . Используя эту зависи мость , можно по светимости опре делить массы одиночных звезд , для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений (см . Приложение ). Спектральная кл ассификация Спектры звезд - это их паспорта с о писанием всех их физических свойств . По сп е ктру звезды можно узнать ее светимос ть (а значит , и расстояние до нее ), ее температуру , размер , химический состав ее ат мосферы , как качественный , так и количественны й , скорость ее движения в пространстве , ск орость ее вращения вокруг оси и даже то , нет ли в близи нее другой , невидимой звезды , вместе с которой она об ращается вокруг их общего центра тяжести. Существует детально разработанная классифика ция звездных классов (гарвардская ). Классы обоз начены буквами , подклассы - цифрами от 0 до 9 после буквы , обозн ачающей класс . В кла ссе О подклассы начинаются с О 5. Последова тельность спектральных классов отражает непрерыв ное падение температуры звезд по мере пер ехода к все более поздним спектральным кл ассам . Она выглядит так : О - B - A - F - G - K - M Среди холодны х красных звезд , кроме класса М , ес ть две другие разновидности . В спектре одн их вместо полос молекулярного поглощения окис и титана характерны полосы окиси углерода и циана (в спектрах , обозначаемых буквами R и N ), а среди других характерны полосы окиси цир кония (класс S ) . Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М . Эта пос ледовательность непрерывна . Цвета звезд различных классов различны : О и В - голубоватые звезды , А - белые , F и G - желтые , К - оранжевые , М - красные. Рассмотре нная выше классификация одно мерная , так как основной характеристикой явля ется температура звезды . Но среди звезд од ного класса есть звезды-гиганты и звезды-карли ки . Они отличаются по плотности газа в атмосфере , площади поверхности , светимости . Эти различи я отражаются на спектрах звезд . Существует новая , двумерная классификаци я звезд . По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости . Он обозначается рим скими цифрами от I до V . I - сверхгиганты , II - III - гигант ы , IV - субгиг анты, V - карли ки . Например , спектральный класс звезды Веги выглядит как А0 V , Бетельгейзе - М 2 I , Сириуса - А 1 V . Все сказанное выше относится к нормал ьным звездам . Однако существует множество нес тандартных звезд с необычными спектрами . Преж де всего это эмиссионные звезды . Для их спектров характерны не только темные (абсорбционные ) линии , но и светлые линии излучения , более яркие , чем непрерывный спек тр . Такие линии называются эмиссионными . Прису тствие в спектре таких линий обозначается буквой “ е” после спектрального кл асса . Так , есть звезды Ве , Ае , Ме . Наличи е в спектре звезды О определенных эмиссио нных линий обозначается как О f . Существуют экз отические звезды , спектры которых состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабог о непрерывного спе ктра . Их обозначают WC и WN , в гарвар дскую классификацию они не укладываются . В последнее время были открыты инфракрасные звезды , которые почти всю свою энергию изл учают в невидимой инфракрасной области спектр а. Звезды-гиганты и звезды-карлики Сре ди звезд встречаются гиганты и карлики . Самые большие среди них - красные гиганты , которые , несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности , светят в 50000 раз мощнее Солнца . Самые кру пные гиганты в 2400 раз больше Солнца . Внутри у них м о гла бы разместиться наша Солнечная система вплоть до орбиты Сатурна . Сириус - это одна из белых зв езд , он светит в 24 раза мощнее Солнца , о н примерно вдвое больше Солнца в диаметре. Но существует множество звезд карликов . Это в основном красные карлики с д иаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца . Солнце по своему размеру является средней звездой , таких звезд в нашей галактике миллиарды. Особое место занимают среди звезд бел ые карлики . Но о них будет рассказано позже , как о конечной ста дии эволюции обычной звезды. Переменные звез ды Переменные зв езды - это звезды , блеск которых изменяется . У одних переменных звезд блеск изменяется периодически , у других наблюдается беспорядо чное изменение блеска . Для обозначения переме нных звезд испол ьзуются латинские буквы с указанием созвездия . В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается п оследовательно одна латинская буква , комбинация из двух букв либо буква V с номером . Например , S Car , RT Per , V 557 Sgr . Переменные звезды делятся н а три большие класса : пульсирующие , эруптивные (взры вные ) и затменные. Пульсирующие звезды обладают плавными изм енениями блеска . Они обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности . Периоды пульсирующих звезд меняются от дол ей дня (з везды типа RR Лиры ) до десятков (цефеиды ) и сотен дней (мириды - звезды типа Мира Кита ). Пульсирующих звез д открыто около 14 тысяч. Второй класс переменных звезд - взрывные , или , как их еще называют , эруптивные зве зды . Сюда относятся , во-первых , сверхновые , новые , повторные новые , звезды типа И Бл изнецов , новоподобные и симбиотические звезды . К эруптивным звездам относятся молодые быстр ые переменные звезды , звезды типа И V Кита и ряд родственных им объектов . Число открытых э руптивных переменных превышает 2000. Пульсирующие и эруптивные звезды называют ся физическими переменными звездами , поскольку изменение их видимого блеска вызваны физич ескими процессами , протекающими на них . При этом изменяется температура , цвет , а иногда и размер звезды. Рассмотрим подроб нее наиболее интерес ные типы физических переменных звезд . Наприме р , цефеиды . Это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд . Им присущи особенности звезды Цефея . Ее блес к непрерывно изменяется . И зменения повтор яются через каждые 5 дней и 8 часов . Блеск возрастает быстрее , чем ослабевает после ма ксимума . Цефея - периодическая переменная звезда . Спектральные наблюдения показывают изменения луч евых скоростей и с пектрального класса . Меняется также цвет звезды . Значит , в зв езде происходят глубокие изменения общего хар актера , причина которых в пульсации внешних слоев звезды . Цефеиды - нестационарные звезды . Происходит поочередное сжатие и расширение под действием д в ух противоборствую щих сил : силы притяжения к центру звезды и силы газового давления , выталкивающей в ещество наружу . Очень важной характеристикой цефеид является период . Для каждой данной звезды он постоянен с большой точностью . Ц ефеиды - это звезды-гигант ы и сверхги ганты с большой светимостью. Главное , что между светимостью и перио дом у цефеид существует зависимость : чем б ольше период блеска цефеиды , тем больше ее светимость . Таким образом , по известному из наблюдений периоду можно определить светим ость или абсолютную звездную величину , а потом и расстояние до цефеиды . Вероятно , многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами . Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд . К тому же они помогают определить расстояние д о других г алактик , где они видны благодаря своей бол ьшой светимости . Цефеиды также помогают в определении размеров и формы нашей Галактики. Другой тип правильных переменных - мириды , долгопериодичные переменные звезды , по имени звезды Миры (о Кита ). Будучи огромным и по своему объему , превышающему объем Сол нца в миллионы и десятки миллионов раз , эти красные гиганты спектрального класса М пульсируют оч ень медленно , с периодами от 80 до 1000 суток . Изменение светимости в визуальных лучах у разных представителе й этого типа зве зд происходит от 10 до 2500 раз . Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза . Радиусы звезд колеблются около средних з начений в пределах 5-10%, а кривые блеска похо жи на цефеидные. Как уже было сказано , далеко не у всех физич еских переменных звезд наб людаются периодические изменения . Известно множес тво звезд , которые относятся к полуправильным или неправильным переменным . У таких звез д трудно или вообще невозможно заметить з акономерности в изменении блеска. Рассмотрим теперь т ретий класс пе ременных звезд - затменные переменные . Это двой ные системы , плоскость орбиты которых паралле льна лучу зрения . При движении звезд вокру г общего центра тяжести они поочередно за тмевают друг друга , что и вызывает колебан ия их блеска . Вне затмен и й до наблюдателя доходит свет от обоих компон ентов , а во время затмения свет ослабляетс я затмевающим компонентом . В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть в ызваны также искажениями формы звезд . Периоды затменных звезд - от нескольких часов до десятков лет. Существует три основных типа затменных переменных звезд . Первый - это переменные зв езды типа Алголя ( Персея ). Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму , причем размеры звезды-спутника больше , а светимость меньше главной звезды . Оба компонента либо белого цвета , либо главная звезда белого цвета , а звезда-спутник желтого . Пока затмения нет , блеск звезды практически пост оянен . При затмении главной звезды блеск р езко уменьшается (главный минимум ), а при з аход е спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный мини мум ) или совсем не наблюдается . Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости компонентов. Второй тип затменных переменных звезд - это звезды типа Лиры . Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пр еделах примерно двух звездных величин . Между главными минимумами обязательно наступает ме нее глубокий вторичный минимум . Периоды перем енности - от полусуток до нескольких суток . Компоненты эти х звезд - массивные голубова то-белые и белые гиганты спектральных классов В и А . Из-за значительной массы и относительной близости друг к другу оба к омпонента подвержены сильному приливному воздейс твию , в результате чего приобрели эллипсоидал ьную форму . В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга , и происходит непрерывный обмен веществом , час ть которого уходит в межзвездное пространство . Третий тип затменно двойных звезд - зв езды , получившие название звезд типа W Большой Медвед ицы по и мени этой звезды , период п еременности (и обращения ) которой равен всего лишь 8 часам . Трудно представить себе ту колоссальную скорость , с которой обращаются огромные компоненты этой звезды . Спектральные классы этих звезд F и G . Существует еще небольшой отд ельный класс переменных звезд - магнитные звезды . К роме большого магнитного поля они имеют с ильные неоднородности поверхностных характеристик . Такие неоднородности при вращении звезды п риводят к изменению блеска. Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен. Изучение переменных звезд имеет большое значение . Переменные звезды помогают определ ить возраст звездных систем , где они наход ятся , и тип их звездного населения ; рассто яния до удаленных частей нашей Галактики , а также до других галактик . Сов ременны е наблюдения показали , что некоторые переменн ые двойные звезды являются источником рентген овского излучения. Звезды , истекающ ие газом В коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными тонкими линиями к сп ектрам , содержащим отдельны е необычайно широкие полосы наряду с темн ыми линиями и даже без них. Звезды , которые по линиям их спектров могли бы быть отнесены к звездам спе ктрального класса О , но имеют в спектре широкие яркие полосы , называют звездами тип а В ольфа-Райе - по имени двух французск их ученых , обнаруживших и описавших их еще в прошлом столетии . Разгадать природу эти х звезд удалось только теперь. Звезды этого класса - самые горячие ср еди всех известных . Их температура - 40-100 тысяч градусов. Такие огромные температуры сопровождают ся столь мощным излучением потока ультрафиоле товых лучей , что легкие атомы водорода , ге лия , а при очень высокой температуре и атомы других элементов , по-видимому , не выде ржав давления света снизу , с огромной скор остью взле т ают вверх . Скорость их движения под действием давления света та к велика , что притяжение звезды не в с илах их удержать . Непрерывным потоком они срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое прос транство , образуя как бы атомн ы й дождь , но направленный не вниз , а ввер х . Под таким дождем сгорело бы все жив ое на планетах , если бы таковые окружали эти звезды. Непрерывный дождь атомов , срывающихся с поверхности звезды , образует вокруг нее спл ошную , но непрерывно рассеивающуюся в прос транство атмосферу. Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа-Райе ? В год звезда Вольфа-Райе выбрасывает массу газа , равную одной деся той или стотысячной доле массы Солнца . Мас са звезд типа Вольфа-Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца . Исте кая газом с такой скоростью , звезда Вольфа -Райе не может просуществовать дольше , чем 10 4 -10 5 лет , после этого от нее уже ничего не останется . Независимо от этого есть данные , что ив действит ельности звезды в подобном состоянии существу ют не дольше де сяти тысяч лет , ско рее даже значительно меньше . Вероятно , с у меньшением их массы до некоторого значения температура их падает , выброс атомов прекра щается . В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд . Вероят н о , лиш ь немногие , наиболее массивные звезды достига ют в своем развитии таких высоких темпера тур , когда начинается потеря газа . Быть мо жет , освободившись таким образом от излишек массы , звезда может продолжать нормальное , “ здоровое” развитие. Большинство зв езд типа Вольфа-Райе - очень тесные спектрально-двойные звезды . Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей звездой класса О и ли В . Многие из таких звезд - затменно-двойн ые . Звезды , истекающие газом , хоть и редко встречаются , но обогати л и предста вление о звездах вообще. Новые звезды Новыми называют ся звезды , блеск которых неожиданно возрастае т в сотни , тысячи , даже миллионы раз . Д остигнув наибольшей яркости , новая звезда нач инает гаснуть и возвращается в спокойное состояние . Чем мощнее вспышка новой звез ды , тем быстрее падает ее блеск . По ско рости падения блеска новые звезды относят либо к “быстрым” , либо к “медленным”. Все новые звезды выбрасывают при вспы шке газ , который разлетается с высокими ск оростями . Наибольшая масса газа , выбрас ыва емого новыми звездами при вспышке , заключена в главной оболочке . Эта оболочка видна через десятки лет после вспышки вокруг некоторых других звезд в виде туманности . Все новые - двойные звезды . При этом пара состоит всегда из белого карлика и нормальной звезды . Так как звезды очень близки друг к другу , то возникает поток газа с поверхности нормальной звезды на поверхность белого карлика . Существует гипотеза вспышек новых . Вспышка происходит в результате резкого ускорения термоядерных р еакций горения вод о рода на поверх ности белого карлика . Водород попадает на белый карлик с нормальной звезды . Термоядерно е “горючее” накапливается и взрывается после достижения некоторой критической величины . В спышки могут повторяться . Интервал между ними от 10000 до 1000000 лет. Ближайшие родственники новых звезд - карли ковые новые звезды . Их вспышки в тысячи раз слабее вспышек новых звезд , но прои сходят они в тысячи раз чаще . По виду новые звезды и карликовые новые в сп окойном состоянии не отличаются друг от д руга . И до сих пор не известно , к акие физические причины приводят к столь разной взрывной активности этих внешне похожи х звезд. Сверхновые звез ды Сверхновые звез ды - самые яркие звезды из тех , которые появляются на небе в результате звездных вспышек . Вспышка сверхново й - катастрофическое событие в жизни звезды , так как она уже не может вернуться в исходное сост ояние . В максимуме блеска она светит , как несколько миллиардов звезд , подобных Солнцу . Полная энергия , выделяемая при вспышке , с опоставима с энергией , излученно й Со лнцем за время своего существования (5 млрд . лет ). Энергия расходится на ускорение вещес тва : оно разлетается во все стороны с огромными скоростями (до 20000 км /с ). Остатки вс пышек сверхновых звезд наблюдаются сейчас в виде расширяющихся туманностей с н е обычными свойствами (Крабовидная туманность ). Их энергия равна энергии вспышки сверхново й . После вспышки на месте сверхновой остае тся нейтронная звезда или пульсар. До сих пор окончательно не ясен м еханизм вспышек сверхновых . Скорее всего така я звездная ка тастрофа возможна только в конце “жизненного пути” звезды . Наиболее вероятны следующие источники энергии : гравит ационная энергия , выделяющаяся при катастрофическ ом сжатии звезды . Вспышки сверхновых имеют важные последствия для Галактики . Вещество звезды , р азлетающееся после вспышки , несет энергию , которая питает энергию движени я межзвездного газа . Это вещество содержит новые химические соединения . В определенном смысле все живое на Земле обязано свои м существованием сверхновым звездам . Без них химический с о став вещества галак тик был бы весьма скудным. Двойные звезды Двойные звезды - пары звезд , связанные в одну систему силами тяготения . Компоненты таких систем опи сывают свои орбиты вокруг общего центра м асс . Есть тройные , четверные звезды ; их наз ывают кра тными звездами. Системы , в которых компоненты можно ра зглядеть в телескоп называют визуально-двойными . Но иногда они лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдател я . В пространстве их разделяют огромные ра сстояния . Это оптические двой ные звезды. Другой тип двойных составляют те звез ды , которые при движении попеременно загоражи вают друг друга . Это затменно-двойные звезды. Двойными являются и звезды с одинаков ым собственным движением (при отсутствии друг их признаков двойственности ). Это так наз ываемые широкие пары . При помощи многоцветной фотоэлектрической фотомерии можно обнаружить двойные звезды , которые иначе ничем себя не проявляют . Это фотомерические двойные. Звезды с невидимыми спутниками также могут быть причислены к двойным. Спект рально-двойные звезды - звезды , дво йственность которых обнаруживается лишь при и сследовании их спектров. Звездные скопле ния Это группы звезд , связанных между собой силой притяжения и общностью происхождения . Они насчитывают от нескольких десятков до сот ен ты сяч звезд . Различают рассеянные и шаровые скопления . Различие между ними определяется м ассой и возрастом этих образований. Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни , редко тысячи звезд . Их размеры составляют обычно несколько парсек . Кон центрируются к экваториальной плоскости Галактики . В нашей Галактике известно бол ее 1000 скоплений. Шаровые звездные скопления насчитывают со тни тысяч звезд , имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентра цией звезд к центру . Все шар овые с копления расположены далеко от Солнца . В Г алактике известно 130 шаровых скоплений , а должн о быть около 500. Шаровые скопления , по-видимому , образовались из огромных газовых облаков на ранней стадии формирования Галактики , сохранив их вы тянутые орбиты . Образование рассеянных скопл ений началось позднее из газа , “осевшего” к плоскости Галактики . В наиболее плотных облаках газа образование рассеянных скоплений и ассоциаций продолжается и сейчас . Поэтому возраст рассеянных скоплений неодинаков , тог да как в озраст больших шаровых скоплений примерно одинаков и близок к во зрасту Галактики. Звездные ассоци ации Это рассеянные группы звезд спектральных классов О и В и типа Т. Тельца . По своим характеристикам звездн ые ассоциации похожи на большие очень мол одые р ассеянные скопления , но отличаются от них , по-видимому , меньшей степенью конц ентрации к центру . В других галактиках ест ь комплексы горячих молодых звезд , связанные с гигантскими облаками ионизированного их излучением водорода - сверхассоциации. Что питает звезды ? За счет чег о звезды расходуют такие чудовищные количеств а энергии ? В разное время выдвигались разн ые гипотезы . Так , было мнение , что энергия Солнца поддерживается падением на него м етеоритов . Но их должно было бы сыпаться на Солнце значительно мн ого , что заметно увеличивало бы его массу . Энергия Солнца могла бы пополняться за счет его сжатия . Однако , если бы Солнце было неко гда бесконечно большим , то и в этом сл учае его сжатия до современного размера х ватило бы на поддержание энергии всего ли шь в течение 20 миллионов лет . Между тем доказано , что земная кора существует и освещается Солнцем гораздо дольше. Наконец , физика атомного ядра указала источник звездной энергии , хорошо согласующийся с данными астрофизики и , в частности , с выводом о том , что б ольшую часть массы звезды составляет водород. Теория ядерных реакций привела к выво ду , что источником энергии в большинстве з везд , в том числе и в Солнце , является непрерывное образование атомов гелия из атомов водорода. Когда весь водород превратится в ге лий , звезда может еще существовать за счет превращения гелия в более тяжелые элементы , вплоть до железа. Внутреннее строение звезд Мы рассматриваем звезду как тело , подв ерженное действию разных сил . Сила тяготения стремится стягивать вещество звезды к центру , газовое же и световое давления , направленные изнутри , стремятся оттолкнуть его от центра . Так как звезда существует как устойчивое тело , то , следовательно , между борющимися силами есть какое-то равновесие . Для этого температура разных слоев в з в езде должна устанавливаться такая , чтобы в каждом слое поток энергии нару жу уводил к поверхности всю энергию , возни кшую под ним . Энергия образуется в небольш ом центральном ядре . Для начального периода жизни звезды ее сжатие является источником энергии . Но лишь до тех пор пока температура не поднимется настолько , ч то начнутся ядерные реакции. Формирование зв езд и галактик Материя во Вселенной находится в непрерывном развитии , в самых разнообразных формах и состояниях . Раз меняются формы существования мате рии , то , следовательно , различные и разнообразные объекты не могли возникнуть все одноврем енно , а формировались в разные эпохи и поэтому имеют свой определенный возраст , от считываемый от начала их зарождения. Научные основы космогонии были заложены еще Нью тоном , который показал , что вещество в пространстве под действием собс твенной гравитации разделяется на сжимающиеся куски . Теория образования сгустков вещества , из которых формируются звезды , была развита в 1902 г . английским астрофизиком Дж.Джинсом . Эта т еория объясняет и происхождени е Галактик . В первоначально однородной среде с постоянной температурой и плотностью м ожет возникнуть уплотнение . Если сила взаимно го тяготения в нем превысит силу газового давления , то среда станет сжиматься , а если превалиру е т газовое давление , то вещество рассеется в пространстве. Считают , что возраст Метагалактики - 13-15 млрд . лет . Этот возраст не противоречит оценка м возраста наиболее старых звезд и шаровы х звездных скоплений в нашей Галактике. Эволюция звезд Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения , продо лжающие сжиматься под действием собственного тяготения , получили названия протозвезд . По ме ре сжатия плотность и температура протозвезды повышается , и она начинает обильно излуча ть в инфракрасном диапазоне спек т ра . Длительность сжатия протозвезд различна : п ри массе меньше солнечной - сотни миллионов лет , а у массивных - всего лишь сотни тысяч лет . Когда температура в недрах п ротозвезды повысится до нескольких миллионов Кельвинов , в них начинаются термоядерные ре а кции превращения водорода в гели й . При этом выделяется огромная энергия , п репятствующая дальнейшему сжатию и разогревающая вещество до самосвечения - протозвезда превра щается в обычную звезду . Итак , стадию сжат ия сменяет стационарная стадия , сопровождающа я ся постепенным “выгоранием” водорода . В стационарной стадии звезда проводит бо льшую часть своей жизни . Именно в этой стадии эволюции находятся звезды , которые р асполагаются на главной последовательности “спек тр-светимость” . Время пребывания звезды на гла в н ой последовательности пропорционально массе звезды , так как от этого зависи т запас ядерного горючего , и обратно пропо рционально светимости , которая определяет темп расхода ядерного горючего. Когда весь водород в центральной обла сти превратится в гелий , вну три звезды образуется гелиевое ядро . Теперь уже водо род будет превращаться в гелий не в ц ентре звезды , а в слое , прилегающем к о чень горячему гелиевому ядру . Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии , оно будет постоянно сжиматься и при этом е ще б о лее разогреваться . Сжатие ядр а приводит к более бурному выделению ядер ной энергии в тонком слое у границы я дра . У более массивных звезд температура я дра при сжатии становится выше 80 млн . Кельв инов , и в нем начинаются термоядерные реак ции превращения гели я в углерод , а потом и в другие более тяжелые хими ческие элементы . Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газо вого давления , под действием которого фотосфе ра расширяется . Энергия , приходящая к фотосфер е из недр звезды , распространя е тся теперь на большую площадь , чем раньше . В связи с этим температура фотосферы п онижается . Звезда сходит с главной последоват ельности , постепенно превращаясь в красного г иганта или сверхгиганта в зависимости от массы , и становится старой звездой . Проходя стадию желтого сверхгиганта , звезда может оказаться пульсирующей , то есть физич еской переменной звездой , и остаться такой в стадии красного гиганта . Раздувшаяся обол очка звезды небольшой массы уже слабо при тягивается ядром и , постепенно удаляясь от него , о бразует планетарную туманность . После окончательного рассеяния оболочки ост ается лишь горячее ядро звезды - белый кар лик. Иная судьба у более массивных звезд . Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца , то такие звезды на посл едних этапах свое й эволюции теряют ус тойчивость . В частности , они могут взорваться как сверхновые , а затем катастрофически с жаться до размеров шаров радиусом в неско лько километров , то есть превратиться в не йтронные звезды. Звезда , масса которой более чем вдвое превышает м ассу Солнца , потеряв равно весие и начав сжиматься , либо превратится в нейтронную звезду , либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния . В процессе неограниченного сжатия она , вероятно , способн а превратиться в черную дыру. Белые карлики Белы е карлики - необычные , очень ма ленькие плотные звезды с высокими поверхностн ыми температурами . Главная отличительная черта внутреннего строения белых карликов - гигантски е по сравнению с нормальными звездами пло тности . Из-за громадной плотности газ в не др а х белых карликов находится в необычном состоянии - вырожденном . Свойства тако го вырожденного газа совсем не похожи на свойства обычных газов . Его давление , нап ример , практически не завит от температуры . Устойчивость белого карлика поддерживается тем , что с жимающей его громадной си ле тяготения противостоит давление вырожденного газа в его недрах. Белые карлики находятся на конечной с тадии эволюции звезд не очень больших мас с . Ядерных источников в звезде уже нет , и она еще очень долго светит , медленно остывая . Белые карлики устойчивы , если их масса не превышает примерно 1,4 массы Солнца. Нейтронные звез ды Нейтронные звез ды - очень маленькие , сверхплотные небесные тел а . Их диаметр в среднем не больше неск ольких десятков километров . Нейтронные звезды образуют ся после исчерпания источников т ермоядерной энергии в недрах обычной звезды , если ее масса к этому моменту превыш ает 1,4 массы Солнца . Поскольку источник термояд ерной энергии отсутствует , устойчивое равновесие звезды становится невозможным и начинается ка т астрофическое сжатие звезды к центру - гравитационный коллапс . Если исходная масса звезды не превышает некоторой крит ической величины , то коллапс в центральных частях останавливается и образуется горячая нейтронная звезда . Процесс коллапса занимает доли с е кунды . За ним может последовать либо натекание оставшейся оболочки звезды на горячую нейтронную звезду с испусканием нейтрино , либо сброс оболочки за счет термоядерной энергии “непрогоревшего” в ещества или энергии вращения . Такой выброс происходит очень б ы стро и с Земли он выглядит как вспышка сверхновой звезды . Наблюдаемые нейтронные звезды - пульсары часто связаны с остатками сверхновых зве зд . Если масса нейтронной звезды превышает 3-5 массы Солнца , равновесие ее станет невозмо жным , и такая звезда будет п редс тавлять собой черную дыру . Очень важные ха рактеристики нейтронных звезд - вращение и маг нитное поле . Магнитное поле может быть в миллиарды и триллионы раз сильнее магнит ного поля Земли. Пульсары Пульсары - источн ики электромагнитного излучения , изме няющегос я строго периодически : от долей секунды до нескольких минут . Первые пульсары были от крыты в 1968г . как слабые источники импульсно го радиоизлучения . Позже были открыты периоди ческие источники рентгеновского излучения - так называемые рентгеновские п ульсары , св ойства излучения которых существенно отличаются от свойств радиопульсаров. Природа пульсаров полностью пока не р аскрыта . Ученые считают , что пульсары представ ляют собой вращающиеся нейтронные звезды с сильным магнитным полем . Из-за магнитного по ля излучение пульсара подобно лучу пр ожектора . Когда из-за вращения нейтронной звез ды луч попадает на антенну радиотелескопа , мы видим всплески излучения . Наблюдаемые у некоторых пульсаров “сбои” периодов подтверж дают предсказания о наличии твердой коры и сверхтекучего ядра у нейтронных звезд (“сбои” периода происходят при разломе твердой коры - “звездотрясениях” ). Большая часть пульсаров образуется при взрывах сверхновых звезд . Это доказано , по крайней мере , для пульсара в центре К рабовидной туманности , у которого наблюдаетс я импульсивное излучение также и в оптиче ском диапазоне. Черные дыры Одни из сам ых интересных и загадочных объектов во Вс еленной - черные дыры . Ученые установили , что черные дыры должны возникать в результате очень сильного сжатия как ой-либо масс ы , при котором поле тяготения возрастает н астолько сильно , что не выпускает ни свет , ни какое-либо другое излучение , сигналы и ли тела. Для того чтобы преодолеть тяготение и вырваться из черной дыры , потребовалась б ы вторая космическая скорость, большая с ветовой . Согласно теории относительности , никакое тело не может развить скорость , большую чем скорость света . Вот почему из чер ной дыры ничто не может вылететь , не м ожет поступать наружу никакая информация . Пос ле того как любые тела , любое вещес т во или излучение упадут под действием тяготения в черную дыру , наблюдател ь никогда не узнает , что произошло с н ими в дальнейшем . Вблизи черных дыр , как утверждают ученые , должны резко изменяться свойства пространства и времени. Ученые считают , что черные д ыры могут возникать в конце эволюции достаточн о массивных звезд. Наиболее сильно эффекты , возникающие при падении в поле черной дыры окружающего вещества , проявляются тогда , когда черная ды ра входит в состав двойной звездной систе мы , в которой одна звезда - яркий г игант , а второй компонент - черная дыра . В этом случае газ из оболочки звезды-гигант а течет к черной дыре , закручивается вокру г нее , образуя диск . Слои газа в диске трутся друг о друга , по спиральным ор битам медленно приближаются к черной дыре и в конце концов падают в не е . Но еще до этого падения у границы черной дыры газ разогревается трением до температуры в миллионы градусов и излучает в рентгеновском диапазоне . По этому излуч ению астрономы пытаются обнаружить черные дыр ы в двойных звездных с истемах. Возможно , что очень массивные черные д ыры возникают в центрах компактных звездных скоплений , в центрах галактик и квазарах. Не исключено также , что черные дыры могли возникнуть в далеком прошлом , в с амом начале расширения Вселенной . В этом с лучае возможно образование и очень мале ньких черных дыр с массой гораздо меньшей , чем масса небесных тел. Этот вывод особенно интересен потому , что вблизи таких маленьких черных дыр пол е тяготения может вызывать специфические кван товые процессы “рождения” частиц из вак уума . С помощью потока этих рождающихся ча стиц можно обнаружить маленькие черные дыры во Вселенной. Квантовые процессы рождения частиц привод ят к медленному уменьшению массы черных д ыр , к их “испарению” . Приложение Диаграмма “масса - светимость” М L -10 10 6 -8 10 5 -6 10 4 -4 10 3 -2 10 2 0 10 +2 1 +4 10 -1 +6 10 -2 +8 10 -3 +10 10 -4 +12 10 -5 +14 10 -6 +16 10 -7 +18 10 -8 +20 10 -9 0,1 0, 2 0,5 1 2 5 10 20 30 50 Масса звезд (в массах Солнца ) Список литературы 1. Астрофизика , под ред . Дагаева М.М и Чаругина В.М. 2. Воронцов-Вельяминов Б.А . Очерки о Вселенной . М .:1980 3. Мейер М.В . Миро здание . С.- П .:1909 4. Уч ебник по астрономии для 11 класса . М .:1994 5. Фр олов В.П . Введение в физику черных дыр. 6. Эн циклопедический словарь юного астронома.
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
Когда у человека нет тормозов, для него все дороги скользкие.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Звездная светимость и спектральная классификация", 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