Реферат: Звезды и их судьба - 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

Звезды и их судьба

Банк рефератов / Биология

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 231 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

18 18 РЕФЕРАТ Тема работы: « Звезды и их судьба » Руководитель: Лобанов В. В. Студентка: Климова Ю. В. Группа: ФГО-145 Екатеринбург 2001 г. Содержание. Введение………………………………………………………………………3 Краткая история изучения звезд…………………………………………….4 Классификация, характеристики звезд……………………………………..6 Внутреннее строение звезд………………………………………………...10 Происхождение и эволюция звезд…………………………………………12 Список литературы…………………………………………………………18 Введение. С древних времен люди видели на небе звезды, и хотели понять, что они из се бя представляют. Объяснить природу звезд пытались с древних времен, одна ко понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть немало заг адок. Звезды - это одна из основных форм в ещества во Вселенной. В них сосредоточена большая часть вещества во всел енной. В основном звезды расположены в галактиках, вне галактик звезды р едки. Многие небесные “туманности”, если смотреть на них в телескоп, также ока зываются группами звёзд. Таков, например, Млечный путь - наша Галактика, вк лючающая сотни миллиардов звёзд. До недавнего времени считалось, что в з вёздах сосредоточено почти всё вещество Вселенной. В Солнечной системе, например, масса центральной звезды, Солнца, намного превосходит суммарн ую массу всехдругих тел: планет, астероидов, комет, пылинок, льдинок. В сер едине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество Га лактик, состоящих из звёзд, с планетными системами вокруг некоторых из н их, и всей этой иерархией правит сила всемирного тяготения, или гравитац ия. Даже считавшиеся редкими двойные звёзды, планеты, газовые и пылевые о блака должны подчиняться этой великой силе. Но изучая распределение и движение звёзд в окрестностях Солн ечной системы и во всей Галактике, учёные открывали один неожиданный фак т за другим. В Солнечной системе действует правило: чем ближе планет а к Солнцу, тем быстрее она вращается вокруг него. То же с амое правило должно действовать в Галактике: звёзды близкие к центру Гал актики должны вращаться вокруг него гораздо быстрее звёзд, находящихся на периферии. Однако, на самом краю Галактики звёзды движутся также быст ро, как близкие к центру. Это не соответствует законам Кеплера, механики Н ьютона и, в конечном счёте, закону всемирного тяготения. Чем пристальнее учёные следили за движением звёзд, тем более странным оно выглядело. Гру ппы звёзд, которые должны разлетаться в разные стороны, как выяснилось, д ержатся вместе миллиарды лет. Некоторые звёзды меняли направление свое го движения в космосе без видимых причин, словно куклы-марионетки. Казал ось, звёзды перестали подчиняться силе тяготения. Кто-то невидимый оказа лся настоящим хозяином Вселенной. Как будто у звёзд, источников света, по явились тени. Прояснялась одна удивительная истина: с вет и масса не обязательно сопутствуют друг другу, во Вселенной много и я рких объектов малой массы, и слабо светящих массивных тел. Краткая история изуче ния звёзд. Изучение звезд было вызва но потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентиро вки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное н ебо было разделено на со звездия. Долгое время звезды считались неподвижными точками, по отношен ию к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в . до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно кото рым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за п ределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астрон ом Джордано Бруно учил, что звезды - это далёкие тела, подобные нашему Солн цу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная зве зда а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) - первая двойная. В 1718 английский аст роном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звезд. В середине и в о 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, анг лийские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я. С труве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон вп ервые определили расстояния до трёх близких звезд. В 60-х гг. 19 в. для их изуче ния применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Ру сский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для свето вых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по с мещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость дв ижения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расши рили представления о звездах. В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлен иях об этих космических объектах. Их начали рассматривать как физически е тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества , источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижен иями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезд (наиболее важные резул ьтаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими у чёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в . исследования приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблю дательных возможностей и применением электронных вычислительных маши н (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изу чении процессов переноса энергии в фотосферах звезд (советские учёные Э . Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследова ниях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, со ветские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.). Клас сификация, характеристики звезд. В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характери стиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется п арадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эвол юцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то ст епени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находя щихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно набл юдать другие планетные системы мы пока не можем. Мы упомянули о «характеристиках» звезд. Под этим понимаются такие их ос новные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездо й в единицу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно обоз начается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев. Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Т ак, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цв ет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой с выше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют впол не объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется та к называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и ви зуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответ ствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры харак теризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н2О и др.). По мере увеличен ия температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные пол осы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизова нных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикальн о меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев , превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и и онизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиол етовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К на иболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой о коло 6 тыс. К - линии ионизованного кальция, расположенные на границе видим ой и ультрафиолетовой частей спектра. Заметим, что такой вид имеет спект р нашего Солнца. Последовательность спектров звезд, получающихся при не прерывном изменении температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: О, В, A, F, G, К, М, от самых горячих к очень холодным. Каждая т акая буква описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько чувст вительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. Например, если говорят, что звезда имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к спе ктру А2, чем, например, к спектру В1. Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Последняя равна 3,8*1026 Вт . По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Е сть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосх одят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное больши нство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно мень ше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости являетс я так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояни е 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером . Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая по током излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизите льно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звезд ная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило каза лось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что сам ые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными з начениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д. Важной характеристикой звезды является ее масса. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительн о узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солне чной в 10 раз. Масса Солнца равна 1,989*1030 кг, что превышает массу Земли в 330 раз. Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиу с . Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые «Бел ые карлики»), есть огромные «пузыри», внутри которых могла бы свободно по меститься орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды « пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравните льно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотн ость вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнеч ного вещества равна 1410 кг/м3, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы р аз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную средню ю плотность, достигающую десятков и даже сотен миллионов килограммов на кубический метр. Большое значение имее т исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверх ностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрог рафические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, гос подствующих в звездных атмосферах. По химическому составу звезды, как пра вило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элемен ты присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений». Сре дний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следую щим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов ки слорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0.3 атома железа. Относительное со держание других элементов еще меньше. Хотя по числу атомов так называемы е «тяжелые элементы» (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) з анимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, та к как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит о т содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как оказ ывается, тоже зависит от ее непрозрачности. Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные ра зличия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные звез ды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты т яжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых скоп лений, относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Этот важный факт находит обоснование в современных теориях эволюции зв езд и звездных систем. Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме зве зд . Тем же спектроскопическим методом было обнаружено н аличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженно сть этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. ра з больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряж енность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических проц ессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полага ть, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер. Вращение звёзд . Вращение звезд изучае тся по их спектрам. При вращении один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, по лучающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответст вии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому воз можно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классо в О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вр ащения более холодных - значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения связано, по-видимому, с переходом части момента количе ства движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснуто го сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается боле е высокой. Поэтому на поверхности звезд возникают меридиональные течен ия от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях космическо го тела. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещест ва в слоях, где нет конвекции. Зависимости между з вёздными параметрами . Массы звезд заключены в п ределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5Ї10-4 до 105 светимостей Солнца, рад иусы от 2Ї10-1 до 103 радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зав исимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах "спектр - све тимость" ( Герцшпрун га - Ресселла диаграммах ) или "эффективная температура - светимость", и др. Почти все звезды располаг аются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, и соответствующих раз личным последовательностям, или классам светимости. Большинство из них расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют звезды класса О с температурами 30 000-50 000°, правый - красные звё зды-карлики класса М с температурами 3000-4000°. На диаграмме видна последоват ельность гигантов (III класс), в которую входят звезды высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё бол ее ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гиганто в и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным кл ассом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сра внимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г/см3. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI). Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их внутреннее строение изучается путём построения теоретических звёздных м оделей , которым соответс твуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звез д. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представлен ие о них как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равнов есии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. М еханическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленны ми к центру звезды, и газовым давлением в недрах, действующим наружу и ура вновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ни м увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключа ется в том, что температура звезды - во всех её элементарных объёмах - прак тически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а такж е энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками. Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на повер хности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах ве щество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему о казывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения зве зд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, хими ческом составе и о механизме переноса энергии. Основным механизмом переноса энергии в является лучистая теплопроводн ость. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезд ы наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои часто та излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней вели чиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещест ва, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами пог лощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние св ободными электронами. Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии дл я большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд, а в звездах с малой м ассой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный пере нос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающим ися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он дей ствует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только та м, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рек омбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции з анимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже э того слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных звезд пол ная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтом у у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядр о, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакция х. Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем звезды главной послед овательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30% массы, а ост альная часть представляет собой протяжённую разреженную оболочку, про стирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных ради усов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает ос обыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия пе редаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах . Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, по этому равновесие сохраняется даже при остывании звезды, не имеющей исто чников энергии. Химический состав вещества недр звезды. на ранних стадиях их развития сх оден с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из с пектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойт и лишь за время, значительно превосходящее время жизни звезд). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и вну треннее строение меняется. П роисхождение и эволюция звезд. Сейчас твердо установле но, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины пор ядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеян ные звездные скопления и звездные ассоциации). Мы будем подробно говорит ь об этом ниже. Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. В пользу этого говорит положение молоды х звезд в пространстве - они сконцентрированы в спиральных ветвях галакт ик, там же, где и межзвездная газопылевая материя. Диффузная среда удержи вается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звезды этим с лабым полем удерживаться не могут. Поэтому более старые звезды меньше св язаны со спиралями. Молодые звезды образуют часто комплексы, такие, как к омплекс Ориона, в который входит несколько тысяч молодых звезд. В компле ксах наряду со звездами содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит, что раньше он представ лял собой более плотную массу. Сам процесс формирования звезд из диффузной среды остается пока не впол не ясным. Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса диффуз ной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую в еличину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяг отения. Это явление называется гравитационной конден сацией . Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднег о молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной мат ерии становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в рез ультате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотн ости может происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Н аиболее плотными областями диффузной материи являются, по-видимому, глобулы и "слоновые хоботы" - темные ком пактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманно стей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, "слоновые хоботы" - узких полосок , которые вклиниваются в светлую материю (рис. 243). Глобулы и "слоновые хобот ы" являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямыми доказатель ствами этого мы не располагаем. В качестве косвенного подтверждения мог ут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно наход ится звезда типа Т Тельца - молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, ч то звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению "слоновые хоботы". Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не все иссл едователи соглашаются, например, с тем, что звезды образуются из диффузн ой межзвездной материи. Советский астроном акад. В. А. Амбарцумян считает, что звезды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы, которые непосредственно не наблюдаются. Допустим, по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло крит ической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые ча стицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия г равитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результат е столкновений - в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения тем пературы возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звез да в начальной стадии развития). Судя по тому, что молодые звезды наблюдаю тся группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной конденс ации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и одно временно образуется несколько протозвезд. Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно п оказать, обычным законом масса - светимость, но размеры протозвезды знач ительно больше. Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды та кой же массы, и на диаграмме спектр - светимость протозвезды должны распо лагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия протозве зды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцш прунга - Рессела сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс . Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов град усов, начинаются термоядерные реакции. Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в резуль тате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протонные реа кции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M¤) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сж атие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение , и она оказывается в устойчивом состоянии. Время гравитационного сжатия звезд сравнительно невелико. Оно зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гр авитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнц е, сжимаются за 108 лет. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно. Предполагается, что в этой стадии находятся неправильные переменные звезды типа Т Тельца. Известно несколько рассеянных звездных скоплений, состоящих из звезд к лассов О и В и переменных типа Т Тельца. Такие звезды еще не пришли в состо яние равновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них неправил ьный характер изменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманност ями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной ма терии. Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излуч ают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-л ибо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоян ными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее м ассой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звез д главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого о тличия, связанна с тем, что субкарлики являются звездами сферической сос тавляющей. В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происхо дит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, "выгорани е" водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от с корости термоядерных реакций, а скорость реакций от температуры. Чем бол ьше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газо вое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на гла вной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется эне ргия. Звезды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то время к ак для Солнца и звезд более поздних спектральных классов период пребыва ния на главной последовательности превышает 1010 лет. Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (к онвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгоран ии водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты пока зывают, что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр - светимост ь вправо. Более массивные звезды перемещаются быстрее, и в результате ве рхний конец главной последовательности постепенно отклоняется вправо . Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эвол юции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превра щения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Р асчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и ради ус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится крас ным гигантом, вступая в третью стадию эволюции. Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ по внутреннему строению звезд. Эти результаты можно проверить, соп оставляя их с диаграммами спектр - светимость для звездных скоплений. Мо жно полагать, что звезды одного и того же скопления образовались совмест но и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы объяснить само сущес твование скоплений. У шаровых и старых рассеянных скоплений хорошо представлена ветвь крас ных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих скопл ений находится в третьей стадии эволюции. Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Т еоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элем ентов в звездах шаровых скоплений. И действительно, наблюдения показыва ют, что в звездах сферической подсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления, относительное обилие тяжелых элементов меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Таким образом, наблюдения удовлетворительно согла суются с теоретическими представлениями об эволюции звезд и подтвержд ают их. Тем самым получает наблюдательную проверку и теория внутреннего строения звезд, на которой эти представления основаны. Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотн ом ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция превраще ния гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях звезды д олжна достигать 1.5 108 °K. Расчеты показывают, что такие звезды должны распол агаться на диаграмме цвет - светимость слева от главной ветви красных ги гантов. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его г ранице исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гигант а) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, е е наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделя ться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Наблюдения показыв ают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно иногда имеет м есто истечение вещества из атмосферы. В этом случае процесс происходит м едленно. Однако при некоторых условиях, точно пока не выясненных, звезда может быстро выбросить существенную часть массы, и процесс будет иметь х арактер взрыва, катастрофы. Такого рода взрывы мы наблюдаем при вспышках сверхновых звезд. При медленном истечении вещества из красных гигантов, по-видимому, образ уются планетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта расс еется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное водорода . В случае звезд с массой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза, вещество ядр а находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карлико в. Поэтому кажется очень вероятным, что белые карлики и являются четверт ым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за стадией красног о гиганта. И в самом деле, в старых звездных скоплениях имеется некоторое количество белых карликов, а в молодых они отсутствуют. В белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превраща ясь в ненаблюдаемых "черных" карликов. Белые карлики - это остывающие, умираю щие звезды. Звезды, превосходящие Солнце по массе в несколько раз, уже не м огут переходить в фазу белого карлика, потому что их гелиевые ядра не нах одятся в вырожденном состоянии. Предполагается, что в этом случае третий этап эволюции кончается образованием нейтронной звезды и взрывом свер хновой. Итак, мы имеем сейчас возможность проследить в общих чертах эволюцию зве зд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и, наконе ц, - к белому карлику. В этой картине еще много неясного, многое еще подлежи т уточнению, однако в главных чертах она представляется достаточно обос нованной. Мы рассматривали выше, как меняется в процессе эволюции звезд их масса, р адиус, светимость, температура, и ничего не упомянули о такой важной хара ктеристике, как вращение. Известно, что звезды спектральных классов О, В, А вращаются очень быстро - экваториальная скорость вращения у них, как пра вило, превышает 100 км/сек. Скорости вращения звезд класса F в среднем меньше 100 км/сек, а звезды более холодные, чем F, вращаются настолько медленно, что д оплеровское расширение линий слишком мало и скорость вращения нельзя и змерить. Верхний предел скорости вращения звезд классов G, К, М, принадлежа щих к главной последовательности, составляет несколько десятков км/сек, но на самом деле вращение может быть гораздо медленнее. Например, у Солнц а, типичной звезды класса G, скорость вращения точек экватора составляет всего лишь около 2 км/сек. Из наблюдений диффузных туманностей следует, что отдельные сгустки вещ ества движутся в них друг относительно друга со скоростями порядка 1 км/с ек. Поэтому первичная туманность, из которой образуется звезда всегда до лжна иметь некоторый начальный момент количества движения. Расчет пока зывает, что если бы этот момент количества движения сохранялся, то звезд ы не могли бы образоваться, так как туманность, сжимаясь, увеличивала бы с корость вращения и разорвалась бы задолго до этого. Очевидно, что момент количества движения должен каким-то образом удаляться из туманности. Ко нденсирующаяся туманность связана с окружающей менее плотной средой м агнитным полем, и так как межзвездная материя "приклеена" к магнитным сил овым линиям, то вращение конденсирующейся туманности передается окруж ающей среде и туманность теряет момент количества движения. Подробное р ассмотрение этого процесса показывает, что передача момента количеств а движения прекращается, когда плотность протозвезды становится доста точно высокой, и окончательно сконденсировавшаяся звезда должна иметь экваториальную скорость в несколько сотен километров в секунду, незави симо от ее массы. Для горячих звезд наблюдения дают как раз такую скорость вращения. У хол одных же звезд скорость вращения гораздо меньше. Так, в Солнечной систем е 98% момента количества движения принадлежит планетам и только 2% Солнцу. С олнце вращалось бы с экваториальной скоростью около 100 км/сек, если бы ему принадлежал весь момент количества движения Солнечной системы. Естест венно возникает мысль, что медленное вращение холодных звезд может быть объяснено наличием у них планетных систем, аналогичных Солнечной систе ме. Если это так, то число планетных систем в Галактике очень велико. В заключение хочу привести таблицу, дающую вычисленную продолжите льность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательн ости для звезд разных спектральных классов. Спектральн ый класс Масса Радиус Светимость Время, лет грав. сжатия пребывания на ГП B0 17,0 9,0 30000 1,2*10 5 8*10 6 B5 6,3 4,2 1000 1,1*10 6 8*10 7 A0 3,2 2,8 100 4,1*10 6 4*10 8 A5 1,9 1,5 12 2,2*10 7 2*10 9 F0 1,5 1,25 4,8 4,2*10 7 4*10 9 F5 1,3 1,24 2,7 5,6*10 7 6*10 9 G0 1,02 1,02 1,2 9,4*10 7 1,1*10 10 G2 (Солнце) 1,00 1,00 1,0 1,1*10 8 1,3*10 10 G5 0,91 0,92 0,72 1,1*10 8 1,7*10 10 K0 0,74 0,74 0,32 2,3*10 8 2,8*10 10 K5 0,54 0,54 0,10 6,0*10 8 7*10 10 Список литературы: 1. Бабушкин А. Н. Современны е концепции естествознания, 2000 г. 2. Шкловский И. С. Вселенная . Жизнь. Разум., 1987 г. 3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г. 4. Интернет- источники
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
Из всего, что вы говорите женщине, она слышит только то, что хочет слышать.
Даже если вы этого не говорили.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по биологии "Звезды и их судьба", 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