Реферат: Космические объекты: Звезды - 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

Космические объекты: Звезды

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 181 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Космические объекты: Звезды 3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Нов ые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают. Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из зве зд в созвездии Тельца) , похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактическ и они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами про тозвезд (первичных звезд) . Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышл и на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры . Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы тяг отения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвез ды все время повышается. Когда центральная ее часть становится настольк о горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нор мальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляет ся источник энергии, способный поддерживать ее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого — это зависит от размера звезд ы в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хват ит па стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет. Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, сущест вуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое яд ерное топливо с гораздо большей скоростью. Нормальные звезды Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень г орячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерн ая энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное разл ичие — это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые. Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой в ыглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но так же и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость зве зд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем Е миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, ка к оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, кото рое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо бо льшей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом м ожно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью. Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, т ут все зависит от массы звезды. Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цв ет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Гиганты и карлики Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выгл ядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их зап асы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов ле т. В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неяр ки, а цвет их — красноватый. Они могут существовать в течение долгих милл иардов лет. Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ни м относятся и Альдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорп ионе. Как же могут эти холодные звезды со слабо светящимися поверхностям и соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги? Ответ состоит в том, что эти звезды очень сильно расширились и теперь по р азмеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине и х называют гигантами, или даже сверхгигантами. Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо б ольше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что тем пература их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиган та — например, Бетельгейзе в Орионе — в несколько сот раз превосходит д иаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, н е превосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами” . Гигантами и карликами звезды бывают на разных ста диях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, до стигнув “пожилого возраста” . Жизненный цикл звезды Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет энергию за счет превращения в одорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце содержит огромное количество водорода, однако, запасы его не бесконечны . За последние 5 миллиардов лет Солнце уже израсходовало половину водоро дного топлива и сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 м иллиардов лет, прежде чем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом ? После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной е е части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает пер егорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбух ает. В результате размер самой звезды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. Именно этот процесс и рождает красных гигантов и све рх-гигантов. Он является частью той последовательности изменений, котор ая называется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В конечн ом итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдел ьной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через с вой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом. Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в белые карлики. После чего они просто угасают. В процессе превращения из красного гиганта в белого карлика звезда може т сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температура которой на поверхности может достигать 100 000"С. Когда такие све тящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планет арными туманностями, поскольку они часто выглядят как круги типа планет ного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют! Звездные скопления По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэ тому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления — вещь весь ма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потом у что им известно, что все звезды, входящие в скопление, образовались прим ерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от на с. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истин ными различиями. Какие бы колоссальные изменения не претерпели эти звез ды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно и зучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от мас сы — ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаков ы, так что отличаются они друг от друга только своей массой. Звездные скопления интересны не только для научного изучения — они иск лючительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения а строномами-любителями. Есть два типа звездных скоплений: открытые и шаро вые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельны е звезды неразличимы. Открытые звездные скопления Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плея ды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, больши нство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Обще е количество звезд в этом скоплении — где-то между 300 и 500, и все они находятс я на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 свет овых лет от нас. Возраст этого скопления — всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся зв езды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды — это типично е открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескол ьких сотен до нескольких тысяч звезд. Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что ск орость, с которой они образуются, с течением времени не меняется. Дело в том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются д руг от друга, пока не мешаются с основным множеством звезд — тех самых, ты сячи которых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некот орой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно н епрочны, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного об лака, может их разорвать. Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их н азывают не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не очен ь долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облак ов, из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд, ра збросанных в области размером в несколько сотен световых лет. Облака, в которых образуются звезды, сконцентрированы в диске нашей Гала ктики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учест ь, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное количест во пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным, что т е 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять ли шь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количес тво достигает 100 000. Шаровые звездные скопления В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сф еры, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных з везд. Размер типичного шарового скопления — от 20 до 400 световых лет. В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близос ти одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образ уя компактные двойные звезды. Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наруж ные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центра льное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентг еновского излучения. Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, кото рые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или ме нее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была со здана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скоплен ия не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные вз аимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое. Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галакти ки, но и вокруг других галактик любого сорта. Самое яркое шаровое скоплен ие, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кснтавра в южном созве здии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и явля ется самым обширным из всех известных скоплений: его диаметр — 620 световы х лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Г еркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом. В 1596 г. голландский наблюдатель звез д, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617) , обнаружил довольно яркую звезд у в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколь ко недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюд ение переменной звезды. Эта звезда получила название Мира — чудесная. За период времени в 332 дня М ира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровн е Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них ме няет свой блеск не столь драматично, как Мира. Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Приче м блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незнач ительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувстви тельных приборов. Некоторые звезды меняются регулярно. Другие — неожид анно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклич но, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтоб ы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо снач ала точно проследить, каким образом она меняется. График изменения звезд ной величины переменной звезды называется кривой блеска. Чтобы начерти ть кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точн ого измерения звездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром, многочисленные наблюдения переменных з везд производятся астрономами-любителями. С помощью специально подгот овленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звез дной величине переменной звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с пост оянными звездами, расположенными рядом. Графики блеска переменных звезд показывают, что некоторые звезды меняю тся регулярным (правильным) образом — участок их графика на отрезке вре мени определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же зв езды меняются совершенно непредсказуемо. К правильным переменным звез дам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меня ется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но е сть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарным и) . Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что прои зошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться н а линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проход ить прямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойн ыми звездами. Самый знаменитый пример такого рода — звезда Алголь в соз вездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия. Пульсирующие переменные звезды Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаяс ь и снова увеличиваясь — как бы вибрируют с определенной частотой, прим ерно так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наибол ее известный тип подобных звезд — цефеиды, названные так по звезде Дель та Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты , их масса превосходит массу Солнца в 3-10 раз, а светимость их в сотни и даже т ысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В п роцессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска. Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды о бязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в п оследней стадии своего существования, они вот-вот полностью сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большин ство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются л ишь в некоторых пределах. Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна. Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд . Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них нахо дятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск н а одну звездную величину приблизительно за сутки. Их свойства, как и свой ства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний. Неправильные переменные звезды R Северной Короны и звезды, подобные ей, в едут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно р азглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает пр имерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвраща ясь к прежнему уровню. По-видимому, причина тут в том, что эта звезда-сверх гигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в круп инки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков пр оходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рас сеется в пространстве. Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значен ие в областях, где образуются звезды. Вспыхивающие звезды Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнеч ных вспышек, но они не могут существенно повлиять на яркость Солнца. Для н екоторых звезд — красных карликов — это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масштабов, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу з везда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эт и световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут. Двойные звезды Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным сис темам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное. Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезд ы, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещест ва, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим в спышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд. Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды дво йной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точк и, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это мож но представить себе как точкой опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем да льше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинст во двойных звезд (или просто — двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Ес ли расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период м ожет измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойны е звезды, которые можно увидеть раздельно, называются видимыми двойными . Открытие двойных звезд Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению бол ее яркой из двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть неви димый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, о бнаруженная с помощью измерений ее положения. Спектроскопические двой ные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спек тров. Спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной раду ге, пересеченной так называемыми линиями поглощения. Точные цвета, на ко торых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или о т нас. Это явление называется эффектом Допплера. Когда звезды двойной си стемы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, т о удаляются. В результате линии их спектров перемещаются на некотором уч астке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда дво йная. Если оба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блес к, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярч е другой, ее свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральны х линий все равно выдаст ее истинную двойную природу. Измерение скоростей звезд двойной системы и применение законного тяго тения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд — это единственный прямой способ вычисления звездных ма сс. Тем не менее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ. Тесные двойные звезды В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения с тремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начина ет утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеет ся некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, к аждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее у стремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Час то звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивае тся вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды на столько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает конта ктная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды раз бухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаи модействующие двойные систем — явление нередкое. Звезда переливается через край Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах яв ляется так называемая вспышка новой. Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означа ет раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал н ачнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда — белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин — вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигант ский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на пов ерхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляе тся к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастае т, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наб людались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторя лись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться ч ерез тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вс пышки — карликовые новые, — повторяющиеся через дни и месяцы. Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубин ах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. С ила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталки вающей силой горячего газа. Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Е сли эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабили зируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происх одит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степен ь сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источник а тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда элект роны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотну ю материю. Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопы тно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляе т собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее все го, это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно ос тывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя а строномы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горяч ие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В коне чном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них исп ускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее, количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оце нкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики — белые ка рлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной си стемы, и его напарник — белый карлик под названием Сириус В. Нейтронные звезды Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раз а, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на атом не остановитс я. Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавлив аются внутрь атомных ядер. В результате протоны превращаются в нейтроны , способные прилегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность ней тронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса м атериала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, спосо бны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нейтронная звезда и меет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 к м, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тон н. Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают ещ е двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общ ем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстр ее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько о боротов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтро нные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земл и. Пульсары Первые пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из чет ырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то приро дные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы даже заподозрили участие не ких мыслящих существ, обитающих в глубинах Галактики. Но вскоре было най дено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезд ы движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излуч аются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиол уч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары и злучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. П ериод самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то п ричинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы. Рентгеновские двойные звезды В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выход ящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы с лужить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, о дна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная з везда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо мас сивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо иметь м ассу, превосходящую массу Солнца не боле, чем вдвое. Промежуточные вариа нты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит с ложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный ре зультат зависит от начальных масс и начального расстояния между звезда ми. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образ уется газовый диск. В случае же систем с большими массами материал устре мляется прямо на нейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пу льсарами. Черные дыры В одной из рентгеновских двойных систем, называемой А0620-00, удалось очень то чно измерить массу компактной звезды (для этого использовались данные р азных видов наблюдений) . Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намног о превышает возможности нейтронных звезд. Кроме черных дыр с массами, ти пичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивные черные д ыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества в черную ды ру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активн ых галактик. Сверхновые Звезды Их массы не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происх одит с более массивными звездами? Как возникают нейтронные звезды и черн ые дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, — это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природ ных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение ока высвобождается бол ьше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Световой пот ок, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а в едь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взор вавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду. Такие грандиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые — довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиск а. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 г. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли в Млечном Пути. Радиоастрономы обнаружил и кольцо газа, оставшегося от сверхновой в созвездии Кассиопеи, и вычисл или дату взрыва — 1658 г. В то время ник то не зарегистрировал необычно яркой звезды, хотя одна довольно скромна я звездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмечена в этом же м есте на звездной карте 1680 г. Сверхновая — смерть звезды Чтобы разобраться в том, что приводит к взрыву сверхновой, нам придется р ассмотреть последние стадии эволюции массивной звезды. Когда весь водо род в центральном ядре превращается в гелий, начинаются новые ядерные пр оцессы, преобразующие гелий в углерод. Но дальше от центра, в оболочке, вод ород все еще соединяется, образуя гелий. Когда гелий использован, горючи м становится углерод. В слоях, расположенных вокруг ядра, протекает весь ряд последовательных ядерных реакций, так что звезда приобретает струк туру, напоминающую луковицу. В последней стадии ядро звезды состоит уже из железа и никеля, а вокруг ид ет ядерное горение кремния, неона, кислорода углерода и это ведет к образ ованию в центре звезды белого карлика. Менее чем за секунду ядро уменьша ется от размеров Земли до 100 км в поп еречнике. Его плотность становится такой как у атомного а (примерно в 100 ми ллионов раз больше, чем плотность воды) . Вещество сливается в нечто подоб ное гигантскому атомному ядру — образуется нейтронная звезда. В тот мом ент, когда нейтроны во внутренней части ядра оказываются способными пре дотвратить дальнейшее сжатие, процесс внезапно останавливается. Немед ленно на еще падающий к центру материал обрушиваются встречные ударные волны, и в звезду вливается энергия огромного количества частиц, называе мых нейтрино. В результате звезда сбрасывает свои наружные слои, открыва я взгляду скрывавшееся под ними нейтронное ядро. По мнению астрономов, б ольшая часть нейтронных звезд, если не все они, родились во взрывах сверх новых. При определенных условиях ядро может оказаться достаточно масси вным, чтобы вместо нейтронной звезды образовалась черная дыра. У нас ест ь ясная картина того, как массивные звезды заканчивают свое существован ие взрывами сверхновых. Но это не единственный способ запуска подобных в зрывов. Лишь около четверти всех сверхновых появляется таким путем. Они отличаются своими спектрами и специфической картиной возгорания и зат ухания. Как действуют другие сверхновые, пока не вполне ясно. Наиболее до стоверная теория предполагает, что они начинаются с белых карликов в дво йных системах. Вещество перетекает на белый карлик с его партнера до тех пор, пока масса карлика не превысит 1,4 солнечной. Затем следует взрыв свер хновой, и вся звезда, по-видимому, навсегда разрушается. Сверхновая сохра няет свою максимальную яркость лишь около месяца, а затем непрерывно уга сает. В это время источником световой энергии является радиоактивный ра спад вещества, образовавшегося при взрыве. Еще долгое время после взрыва можно наблюдать вещество сброшенной оболочки, постепенно расходящеес я в окружающем пространстве. Такие туманности называют остатками сверх новых. В созвездии Тельца имеется Крабовидная туманность, представляющ ая собой остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г. Обширное тонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Петля Лебедя, осталась от вспышки сверхновой, произошедшей около 30 000 лет н азад. Остатки сверхновых — одни из сильнейших источников радиоволн в на шем небе. Происхождение элементов Наш обычный мир — скалистая Земля с ее океанами, атмосферой, растительн ой и животной жизнью — состоит примерно из 100 различных химических элеме нтов. Во Вселенной некоторые из них гораздо более распространены, чем др угие. Сочетаясь между собой, элементы образуют бесчисленное множество р азличных веществ. Но откуда взялись сами элементы, эти основные строител ьные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы в состоянии дать полную ка ртину того, как образовались и как распределились по Вселенной различны е элементы. Простейший из всех элементов — водород. Ядро атома водорода состоит из единственного протона, а добавление к нему одного электрона з авершает конструкцию атома. Ядра других элементов содержат различные к оличества протонов, а также нейтронов, которые входят в состав всех элем ентов, кроме водорода. В ходе ядерных реакций отдельные ядра могут слива ться с элементарными частицами, вроде нейтрона, и образовывать новые эле менты. Для протекания ядерных реакций нужны очень высокие температуры. Т акие температуры существовали на ранних стадиях развития Вселенной, а с ейчас они встречаются внутри звезд, во взрывах сверхновых, а также при па дении вещества на очень плотные звезды типа белых карликов. Весь водород во Вселенной, да и значительная часть гелия, появились на свет в течение н ескольких первых минут после начала мира. Первые из сформировавшихся зв езд состояли почти целиком из водорода и гелия. Но мы уже видели, как звезд ы получают свою энергию путем слияния ядер водорода, приводящего к образ ованию гелия, а затем — слияния гелия с более тяжелыми элементами, когда получается все остальное, включая углерод, кислород, кремний, железо и та к далее. Когда звезда сбрасывает оболочку, как сверхновая, большая часть материала выносится в космическое пространство. Тепловая энергия взры ва способствует созданию еще большего числа элементов. После того как пр оизошло достаточно много вспышек сверхновых, межзвездное вещество уже содержит значительное количество веществ, произведенных в звездах — н аряду с водородом и гелием, которые были здесь с самого начала. Звезды, кот орые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они постепенно освобождаются от своих внешних слоев, вызывая появление звездных ветро в или планетарной туманности. Теперь самое время напомнить, что звезды формируются из облаков межзвез дного материала. Звезды, которые сегодня рождаются в нашей Галактике, об разуются из гораздо более разнообразной смеси химических элементов, че м самые первые звезды. Даже наше Солнце уже не принадлежит к первому звез дному поколению. Оно сформировалось из облака, в котором было немало угл ерода, кислорода, кремния, железа и др., — по крайней мере, этих элементов о казалось достаточно, чтобы собрать их воедино во вращающейся туманност и, ставшей затем Солнечной системой, и образовать нашу планету. Это может показаться странным, но большинство атомов в нашем собственном теле был о создано в недрах давно умерших звезд. Когда 24 февраля 1987 г. была открыта 5М 1987 А, астрономы были очень взволнованы: ведь это была самая яркая сверхнова я с 1604 г. Хотя на этот раз сверхновая в спыхнула не в нашей Галактике, а в соседней Большом Магеллановом облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигла 2,9, что позволяло легко н аблюдать сверхновую в южном полушарии невооруженным глазом. Впервые развитие сверхновой стало доступно наблюдению с помощью совре менной аппаратуры. Это голубой сверхгигант с массой примерно в 17 солнечн ых; согласно расчетам, его возраст составлял около 20 миллионов лет. ВАЯ 1987А На самом деле взрыв произошел примерно за день до его обнаружения. Это бы ло установлено по 6олее ранней фотографии, а исследователи, изучающие по токи космических нейтрино, 23 февраля зарегистрировали неожиданно больш ое их количество. Нейтрино — это элементарные частицы, вряд ли имеющие м ассу. Их очень трудно регистрировать, Но такая работа чрезвычайно важна, так как нейтрино уносят большое количество энергии в целом ряде ядерных реакций. Обнаружение нейтрино показало, что наша теория возникновения с верхновой в основном верна. Однако на месте вспышки сверхновой не удалос ь обнаружить пульсар или нейтронную звезду. Крабовидная туманность Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманность, об язана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, который пе рвым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляю щее имя не совсем соответствует этому странному объекту. Теперь мы знаем , что эта туманность — остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ее возраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хаббл ом, измерившим скорость ее расширения и обратившим внимание на совпаден ие ее положения на небе со старинными китайскими записями. Она имеет фор му овала с неровными краями; красноватые и зеленоватые нити светящегося газа видны на фоне тусклого белого пятна. Нити светящегося газа напомина ют сеть, наброшенную на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несу щихся по спиралям в сильном магнитном иоле. Туманность является также ин тенсивным источником радиоволн и рентгеновских лучей. Когда астрономы осознали, что пульсары — это нейтрон сверхновых, им стало ясно, что искат ь пульсары надо именно в таких остатках типа Крабовидной туманности. В 1969 г. 6ыло обнаружено, что одна из звез д вблизи центра туманности периодически излучает радиоимпульсы, а такж е световые и рентгеновские сигналы через каждые 33 тысячных доли секунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но она постепенно понижаетс я. Те пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намного старее пуль сара Крабовидной туманности. Наименование сверхновых Хотя современные астрономы не были свидетелями сверхновой в нашей Гала ктике, им удалось наблюдать по крайней мере второе по интересу событие — сверхновую в 1987 г. в Большом Магел лановом облаке, ближней галактике, видимой в южном полушарии. Сверхновой дали имя ЯХ 1987А. Сверхновые именуются годом открытия, за которым следует з аглавная латинская буква в алфавитном порядке, соответственно последо вательности находок, БХ это сокращение от сверхновая. (Если их открыто бо лее 26, следуют обозначения АА, ВВ и т.д.)
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
Умники, советующие выйти из зоны комфорта, чтобы начать жить, объясните пожалуйста сначала, как туда попасть.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Космические объекты: Звезды", 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