Реферат: Звезды и их эволюция - 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 эволюция

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 222 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Звезды и их эволюция Содержание 1.Из чего состоят звезды? ...................................................................................2 2.Основные звездные характеристики ………………………………………..7 2.1. Светимость и расстояние до звезд ………………………………………..7 2.2. Спектры звезд ……………………………………………………………...8 2. 3. Температура и масса звезд ………………………… …………………….9 3.Откуда берется тепловая энергия звезды? ...................................................11 4.Эволюция звезд …………………………………………………… ……… ...12 5 . Химический сост ав звезд…………………………………………………. ..17 6 .Прогноз эволюции Солнца ………………………………………………… 22 7 .Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом? ................... 23 1. Из чего состоят звезды? Лет 20 н азад межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с температуро й Т = 10 4 K), в котором плавают хо лодные облака (Т = 10 2 К). Эта дв ухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к середин е 70-х годов под напором новых фактов ее пришлось уточнить: внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование очень горячего г аза (Т = 10 6 К), заполняющего бол ьшую часть объема Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам оче нь холодный молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи г алактической плоскости. Теперь принято представлять межзвездный газ как четырехфазную среду (таблица), хотя и такая модель не исчерпывает всего м ногообразия физических условий в межзвездном пространстве. Например, в этой модели не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых ( Т = 10 8 ), планетарные туманнос ти и некоторые другие газовые образования, не находящиеся в равновесии п о давлению с основными четырьмя фазами межзвездного газа. Действительн о, их объем и масса в каждый момент времени не существенны по сравнению с у же имеющимся в Галактике газом. Однако именно они поддерживают баланс ве щества и энергии в этом постоянно остывающ ем и сгущающ емся в звезды газе. таб .1 Основные фазы межзвездного газа Фаза Температура, К Плотность, см -3 Доля объема Галактики, % Горячая, HII 300000 0,016 74 Теплая, HII 8000 0,25 23 Прохладная,HI 80 40 2 Холодная,H 2 10 300 0,8 Химический состав межзвездного г аза примерно такой же, как у Солнца и у большинства наблюдаемых звезд: на 10 атомов водорода (Н) приходится 1 атом гелия (Не) и незначительное количеств о других, более тяжелых элементов; среди них больше всего кислорода (О), уг лерода (C) и азота (N). В зависимости от температуры и плотности газа его атом ы находятся "в нейтральном или ионизованном состоянии, входят в состав м олекул или твердых конгломератов - пылинок. Вообще говоря, для каждого химического элемента су ществует свой диапазон условий, при которых он находится в том или ином с остоянии ионизации. Но поскольку подавляющее большинство атомов прина длежит водороду, его свойства и определяют состояние межзвездного газа в целом: горячая и теплая фазы являются областями ионизованного водород а (их называют области или зоны НII), прохладная фаза содержит преимуществе нно нейтральные атомы водорода (облака НI), а холодная фаза состоит в основ ном из молекулярного водорода (Н2), который образуется, как правило, во вну тренних плотных частях облаков НI. Молекулы водорода были впервые выявлены в межзвёз дной среде в 1970 г. по ультрафиолетовы м линиям поглощения в спектрах горячих звезд. В том же году в межзвездном пространстве были найдены молекулы угарного газа (СО) по их радиоизлучен ию с длиной волны l = 2,6 мм. Эти две моле кулы наиболее распространены в космосе, причем молекул Н 2 в несколько тысяч раз больше, чем молек ул СО. Познакомимся с молекулой водорода, поскольку это г лавный строительный материал, из которого формируются звезды. Когда два атома водорода подходят близко друг к другу, их электронные оболочки рез ко перестраиваются: каждый из электронов начинает двигаться вокруг дву х протонов, связывая их между собой наподобие электрического "клея". В кос мических условиях объединение атомов водорода в молекулы происходит, с корее всего, на поверхности пылинок, которые играют роль своеобразного к атализатора этой реакции. Молекула водорода обладает не очень большой прочн остью: для ее разрушения (диссоциации) нужна энергия 4,5 эВ или больше. Такую энергию имеют кванты с длиной волны короче чем 275,6 нм. Подобных ультрафиол етовых квантов в Галактике много - их излучают все горячие звезды. Однако сама молекула Н 2 поглощает эт и кванты крайне неохотно. Обычно разрушение молекул Н2 происходит следую щим образом. Квант с энергией 11,2 эВ (l = 101.6 нм) переводит один из электронов мол екулы в возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние, к ак правило, сопровождается излучением та к ого же кванта, но иногда квант не излучается, а энергия расходу ется на возбуждение колебаний молекулы, которые заканчиваются ее распа дом. Как известно, жесткие ультрафиолетовые кванты с эн ергией более 13,6 эВ ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощают ся межзвездной средой в непосредственной близости от горячих звезд. Бол ее мягкие кванты, в том числе и с энергией 11,2 эВ, почти беспрепятственно рас пространяются в Галактике и разрушают молекулярный водород везде, где о н для них доступен. Единственное место, где молекула Н 2 может жить сравнительно долго, - это нед ра плотных газопылевых облаков, куда ультрафиолетовые кванты не могут п робиться сквозь плотную пылевую завесу. Но к сожалению, по этой же причин е молекулярный водород становится практически недоступным для наблюде ния. Комбинация первого возбужденного электронного со стояния молекулы Н 2 с различн ыми ее квантовыми переходами дает набор спектральных линий в диапазоне длин волн 99,1-113,2 нм. Когда свет горячей звезды проходит сквозь полупрозрачн ое облако или сквозь наружные разреженные слои гигантских плотных обла ков, в его спектре образуются соответствующие линии поглощения молекул ы Н 2 . Они-то и были зафиксирова ны в 70-х годах с помощью космических телескопов в спектрах полутора сотен близких звезд. Однако сообщить нам сколько-нибудь полные сведени я о распределении молекулярного водорода в Галактике ультрафиолетовое излучение не может. Ему не дробиться в недра массивных облаков, где как ра з и находится главное хранилище холодного газа -непосредственного пред ка молодых звезд. Поэтому распределение молекул На в нашей и в других гал актиках изучают пока косвенными методами: по распределению других моле кул, имеющих спектральные линии, удобные для наблюдения. Самая популярна я в этом отношении молекула угарного газа, она же окись углерода, т. е. СО. Ее энергия диссоциации 11,1 эВ, поэтому она может сущес твовать там же, где молекулярный водород. Сталкиваясь с другими атомами и молекулами, молекулы СО возбуждаются и затем излучают линии так называ емых вращательных переходов. Наиболее длинноволновая из них (l = 2,6 мм) легко наблюдается во многих областях Г алактики: светимость некоторых молекулярных облаков в линии СО достига ет нескольких светимостей Солнца (L c = 4·10 33 эрг/с). Радионаблюдения в линиях СО и неко торых других молекул (HCN, ОН, CN) позволяют охватить все облако в целом, все его области с разнообразными физическими условиями. Наблюдения же нескольких линий одной молекулы дают возможность опреде лить в каждой области температуру и плотность газа. Однако переход от на блюдаемой интенсивности в линии излучения какой-либо молекулы (даже так ой распространенной, как СО) к полной концентрации, а следовательно, и мас се газа таит в себе значительную неопределенность. Приходится делать пр едположения о химическом составе облаков, о доле атомов, "погребенных" в п ылинках, и т. п. Точное значение коэффициента перехода от интенсивности л инии СО к количеству молекул Н 2 до сих пор бурно обсуждается. Разные исследователи использую т значение этого коэффициента, различающееся в 2-3 раза. Соответственно и содержание молекулярного газа в Галактике известно с такой же, если не с худшей, точностью. Особенно сложн о определить содержание молекулярного газа вдали от Солнца, например в о крестности центра Галактики. Поскольку звездообразование там происход ит более интенсивно, чем у нас, на периферии Галактики, межзвездная среда там сильнее обогащена тяжелыми элементами - продуктами термоядерного с интеза. Точно пока нельзя сказать, но, если принять во внимание изменение химического состава вдоль радиуса галактического диска, содержание эл ементов группы CNO в ядре Галактики должно быть раза в 3 выше, чем в окрестнос ти Солнца. Если это действительно так, то соответственно в 3 ра за ниже следует брать коэффициент перехода СО - Н 2 . Эти и другие неопределенности приводят к тому. что м асса молекулярного газа во внутренней области Галактики (R<10 кпк) оценивае тся различными исследователями от 5·10 8 до 3·10 9 М с 2. Основные звездные характерист ики 2.1. Светимость и рас стояние до звезд У гловые размеры звезд очень мал ы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" д исков. Подчеркиваю слово "реальных", так как благодаря чисто инструмента льным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение звезды в виде диск а. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, ме жду тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой д оли секунды дуги. Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измеря ть только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Меро й величины потока является звездная величина. Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние д о звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так прос то. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышаю щие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с ра зных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет дов ольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства дру гих более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения поло жения звезд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощ ь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее доста точно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определи ть и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым набл юдаемым особенностям их излучения. 2.2. Спектры звезд Исключител ьно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры п одавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет опреде лить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последо вательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В 1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излу чающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавн о меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градус ов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть и злучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолето вую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однак о в последние десятилетия были запущены специализированные искусствен ные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью кот орых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элемен там. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информа цию о природе наружных слоев звезд. Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цве т. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сх одные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются жел тыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основ ана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различ ные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд хар актеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет крив ую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V"). Техн ика измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых зв езд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классифик ации. 2.3. Температура и масса звезд Знание спек трального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхно сти. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела со ответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхн ости, определяется из закона Стефана Больцмана: - постоянная Бо льцмана Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно будет равна ( * ), где R - радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее свет имость и температуру поверхности. Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежные определен ия их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойн ую систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р изв естны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, кото рый может быть записан в следующем виде: , здесь М1 и М2 - ма ссы компонент системы, G - постоянная в законе всемирного тяготения Ньюто на. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно о тношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшого количества двойных сист ем можно таким образом определить массу каждой из звезд. В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настояще е время методом прямого и независимого определения массы (то есть не вхо дящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно се рьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существо вал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситу ации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для дв ойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цв етом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной сист емы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. 3. Откуда берется тепловая энергия звезды? Тепловым источником звезд являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионо в градусов). В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит о т температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энер гия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, значите льно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключ ительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце со стояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций це ликом превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10 52 эрг. 4. Эволюц ия звезд Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутс я вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного с жатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого обла ка сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно ра стет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость те плового движения частиц превысила порог, после которого протоны способ ны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического от талкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза. В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четыре х протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных ч астиц . В конечном состоянии суммарная масса образо вавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в проц ессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро но ворожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее мен ее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звез ды начинает расти. Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерн ой реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя д о сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результа те чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на ст адии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основно й фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Превращение одних химичес ких элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нукл еосинтезом. В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе актив ного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре д ля его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она распо лагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей прихо дится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста те мп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом , чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпани ем запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой сторон ы, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнц е относится к «крепким середнякам». Рано или поз дно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в свое й термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звез ды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запас ов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожид авшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одержива ть верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотнятьс я. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосре дственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащи йся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с обр азованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — с воего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — всту пает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуетс я одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синт еза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд. При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии , что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнц а на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом сово купная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энер гия теперь через значительно бо льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спек тра. Звезда превращается в красный гигант. Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную ре акцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способн а подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции сле дующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитаци онного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В е го роли выступает давление вырожденного электронного газа. Электроны, д о этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядра ми, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказы ваются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивлятьс я» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабил изируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который буд ет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончатель но. Звезды боле е массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгоран ия гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нук леосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере рост а ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды пре дыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элемен ты вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтез а или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для ег о распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накап ливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций. Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрез ок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды эле ктроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремител ьно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавш ее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя о болочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушива ется к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с ней тронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и р азлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в осл епительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяю т за это же время все звезды галактики вместе взятые. После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 со лнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образов анию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не на чинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными слов ами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) нач инают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного простран ства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образ уется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнит ные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами . Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в сил ах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспы шки сверхновой образуется черная дыра . 5 . Химический состав звезд По мере по вышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (темпе ратура от 50 000 до 10 000 С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водо рода и гелия и ионы металлов, в классе К (5000 С)обнаруживаются уже радикалы, а в классе М(3800 С) - даже молекулы оксидов. В списке звезд первых четырех классов преобладают линии водорода и гелия, но по мере понижения температуры появляются лини и других элементов и даже линии, указывающие на существование соединени й. Эти соединения еще очень просты. Это оксиды циркония, титана (класс М), а т акже радикалы CH, OH, NH, CH 2 , C 2 , C 3 , С а Н и др. Наружные слои звезд состоят главным образом из водорода; в среднем на 10 000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома других элементов. Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержание м кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные зве зды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальны м составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа крас ных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одн ой из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее ег о содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которы х имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от мест онахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части гала ктики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, котора я образует своеобразные периферические спиральные " рукава " галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элеме нтами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связа ть наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, хара ктеризующей жизнь звезды. Химический состав звезды отражает влияние двух фа кторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развива ются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к состав у межзвездной материи - газопылевого облака,из которого возникла звезда . Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появ ившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богато й тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте. Спектральное исследование состава звезд требует учета множества факторов, к ним относятся силы тяжести, температура, маг нитные поля и т. п. Но даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутся неполными: ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоям звезды. Что происходит в недрах этих далеких объект ов, как будто недоступно для изучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые явл яются продуктами ядерных реакций ( барий, технеций, цирконий) и могут обра зоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместит ь перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесце нный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположени я о ходе ядерных реакций в недрах космических тел. Анализ шаровых скоплений звездв той части Галакти ки, которая отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное сод ержание тяжелых металлов (Л. Аллер). С другой стороны, если Галактика разви валась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней должн ы быть и чисто водородные звезды. К таким звездам относятся суб карлики . Они занимают промежуточное место между зв ездами главной последовательности и белыми карликами. В субкарликах мн ого водорода и мало металлов. Что касается следов ядерных превращений, изменивш их "химическое лицо" звезды, то эти следы бывают иногда очень отчетливыми. Так, существуют звезды, в которых водород превратился в гелий; атмосфера таких звезд состоит из гелия Возможно, что значительную роль в обогащени и звезды (ее внешних слоев) гелием сыграло перемешивание звездного вещес тва. Так, А.А. Боярчук обнаружил 8 звезд, в которых содержание гелия было в 100 р аз больше, чем содержание водорода, причем на 10 000 атомов гелия в этих звезд ах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд вообще не содержа ла водорода. Это наблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, ч то в звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций. При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия приходится углеро да - 0.56, азота - 0.72, кислорода - 1.0, неона - 3.2, кремния - 0.05,магния - 0.5. Яркая двойная звез да в созвездии Стрельца - сверхгигант с температурой поверхности около 10 000° С - также является дефицитной по водороду: в ее спектре наблюдается четко выраженные линии гелия и очень слабые линии водорода. По - видимому, это те звезды, в которых водород уже в ыгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает воз можность сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций, до ставляющих энергию и производящих ядра различных элементов. Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные -ги ганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в преде лах 2500 - 6000°С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода и у глерода в атмосфере большая часть этих элементов существует в форме окс ида углерода со. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водор ода концентрация СN, СО, С 2 буде т относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН - зв езды)встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водо рода. В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к содержанию железа: количество углерода в 25 раз пре вышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит, что звезда очень богата угле родомпри значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из зв езд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому т вердыми углеродными частицами, рассеяннымив атмосфере звезды. Однако б ольшинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием в одорода в атмосфере (Л. Аллер). Важной особенностью углеродных звезд является по вышенноесодержание изотопа углерода 13 С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды о чень велика. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появ ление изотопа 13 С в поверхнос тных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания. Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержаниемметаллов, расположенных в одном столбце периодической сист емы с цирконием; в этих звездах имеется неустойчивый элемент технеций 439.9 Тс. Ядра технеция могли обр азоваться из 98 Мо в результат е захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при ф отопроцессе из 97 Мо. Во всяком случае наличие нестабильного ядра - убедительное доказательство разви тия ядерных реакций в звездах. Астрономы и астрофизики выполнили большую работу по анализу и сопоставлению спектральных данных и результатов исследов аний метеоритов. Оказалось, что элементы с четными порядковыми номерами встречаются чаще, чем с нечетными. Ядра элементов с четными порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения в не м числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шанс ов образоваться и сохраниться в жестких условиях. 6 . Прогно з эволюции Солнца. Как и все звёзды, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Когда столь грандиозная масса сжима лась, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур , при которых в её центре смогли начаться термоядерные реакции. В централ ьной части температура на Солнце равна 15.000.000 К, а давление достигает сотни м иллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новы ми звёздами). В основном, на три четверти, Солнце в начале своей жизни состояло из водор ода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, пр и этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звёзд, называемых жёлтыми карликами. Оно - звезда главной последователь ности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды однозн ачно определяет её судьбу. За время жизни (5 миллиардов лет), в центре нашег о светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины все го имеющегося там водорода. Где-то столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу ост алось жить. После того, как в центре светила водород будет на и сходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильне йшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, ж изнь станет невозможной. Наша звезда закончит свою жизнь как белый карли к, порадовав неведомых нам внеземных астрономов будущего новой планетн ой туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благо даря влиянию планет. 7 . Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом? После то го, как запас водорода иссякнет наше Солнце будет напоминать постоянно р асширяющийся воздушный шар или, говоря науч ными терми нами, Красный гигант. При этом будет можно утвержд ать, что будут полностью уничтожены Венера и Меркурий, а также, скорее все го и Земля, так как при расширении Красные г иганты увел ичиваются в размерах в тысячи раз. В итоге внешние слои Красного гиганта остынут и бу дут отброшены, оставив лишь ядро звезды или, к тому моменту это уже будет н е ядро, а так называемый Белый Карлик, температура которого примерно рав на температуре нынешнего Солнца, а вот размеры сопоставимы с размером Зе мли. Список используемой литературы 1. Акенян. Т.А. Звезды, галактика, метагалактика. М.: Наука, 1982. 2. Куликовский Т.П.. Звездная астро номия. М., 1978. 3. Новиков. И.Д. Эволюция вселенной. М ., 1983. 4. Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977.
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
Найти работу и наладить личную жизнь ты всегда успеешь, а бар закрывается через пять часов!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Звезды и их эволюция", 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