Реферат: Типы Звезд - 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

Типы Звезд

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 22 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Т ипы звезд. 3везды бывают новорожденн ыми, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образ уются, а старые постоянно умирают. Самые молодые, которые назы ваются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похож и на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они все еще находятся в проц ессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд). Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышл и на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Тельца и меются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы тяго тения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезд ы все время повышается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в норм альную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляетс я источник энергии, способный поддерживать ее существование в течение о чень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит 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 горячего светящегося газа , в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезд ы в точности такие, как Солнце. Самое явное различие - это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые. Кроме того, звезды различаю тся и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зави сит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния, отделяю щего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широком диап азоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем милли она Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось, располагается б лиже к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях явл яется типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чем больш инство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшо е количество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба гла вное внимание привлекают к себе "сигнальные огни" необычных звезд, тех, чт о обладают очень большой светимостью. Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, т ут не зависит от массы звезды. Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цв ет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальная величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет около одной дв е Вставить из листика Гиганты и карлики. Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огр омные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество эне ргии, что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь неск олько миллионов лет. В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неяр ки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиа рдов 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 Скорпи оне. Как же могут эти холодные звезды со слабо светящимися поверхностями 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 диаме тр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не пре восходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют "карликами". Гигантами и карл иками звезды бывают на разных стадиях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув "пожилого возраста". Жизненный цикл звезды. Солнце содержит огромное количество водорода, однако запасы его не беск онечны. За последние 5 миллиардов лет Солнце уже израсходовало половину во дородного топлива и сможет поддерживать свое существование в течени е еще 5 миллиардов лет, прежде чем за пасы водорода в его ядре иссякнут. А чт о потом? После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной е е части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает пер ерастать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбу хает. В результате размер самой звезды резко возрастает, а температура е е поверхности падает. Именно этот процесс и рождает красных гигантов и с верхгигантов. Он является частью той последовательности изменений, кот орая называется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В коне чном итоге все звезды стареют и умирают, по продолжительность каждой отд ельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся чере з свой 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 белый карлик звезда может 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 весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому ч то им известно, что все звезды, входящие в скопление, образовались пример но в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Л юбые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинны ми различиями. Какие бы колоссальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изу чение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой. Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они искл ючительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения ас трономами-любителями. Есть два типа звездных скоплений: открытые и шаров ые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая з везда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более и ли менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой к ак бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы. Открытые звездные скопле ния. Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или семь сестер, в созвезд ии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей может разглядет ь без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этом ск оплении - где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в 30 свето вых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас. Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим с тандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся зве зды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это типичное от крытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольки х 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 смешаются 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 называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не оч ень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи меж звездных об лаков, из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звез д, разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет. Облака, в которых образуются звезды, сконцентрированы в диске нашей Гал актики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учес ть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное количес тво пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять л ишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000. Шаровые звездные скопления. В противоположность открытым, шаровые скопления предс тавляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитыва ются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены т ак густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому с коплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более ми ллиона отдельных звезд. Размер типичного шарового скопления - от 20 до 400 све товых 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 Кентавра 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 световых лет. В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постеп енно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фаб рициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды. Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Прич ем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незна чительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувств ительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным. Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут прои сходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанн ые секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, н еобходимо сначала точно проследить, каким образом она меняется. График и зменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска . Графики блеска переменных звезд показывают, что некоторые: звезды меняю тся регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке време ни определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звез ды меняются совершенно непредсказуемо. К правильным переменным звезда м относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняет ся оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но ест ь другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произо шло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходи ть прямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойны ми звездами. Пульсирующие переменные звезды. Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаяс ь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, пример , но так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболе е известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так, но звезде Дельта Ц ефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тыс ячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В про цессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности из меняются, что вызывает общее изменение ее блеска. Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды о бязаны своей переменностью пульсациям. Вспыхивающие звезды. Магнитные явления на Солнц е являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существенно повлиять на яркость Солнца. Для некоторых звезд - красных ка рликов - это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масштабо в, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а п родолжаются они всего несколько минут. Двойные звезды. Примерно половина всех зве зд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезд ы, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распростран енное. 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 точка 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 слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различи ть по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между п артнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться года ми, а иногда целым столетием. 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 системы - явление нередкое. 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 км, а один кубический сантиметр ее в ещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотно сти, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые по зволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращ ение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звез да сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронн ая звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключит ельно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в милли оны раз более сильнее, чем у Земли. Пульсары. Первые пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили рег улярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были пор ажены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимп ульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астр ономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитающих в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магн итном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генериру ют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звез да быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, слов но маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма лучи. Период самых медленных пульсаров около четы рех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтрон ных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они вход ят в двойные системы. Рентгеновские двойные зв езды. В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновског о излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, чт о для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выхо дящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, о дна из которых очень маленькая, но другая массивная; это может быть нейтр онная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть л ибо массивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 - 20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточн ые варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям пр иводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Фина льный результат зависит от начальных масс и начального расстояния межд у звездами. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образ уется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устре мляется прямо в нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульс арами. Сверхновые звезды. Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежн о. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают нейтронны е звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жи знь массивной звезды, - это воистину впечатляющее событие. Это самое мощн ое из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение ока высвоб ождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Световой поток, посылаемый одной гибнущей зве здой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются про чь 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 поиска. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604г. Может быть, он и и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли в Млечном Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа, остающегося от сверхновой в созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва - 1658 г. В то время никто не зар егистрировал необычно яркой звезды, хотя довольно скромная звездочка, к оторую впоследствии уже не видели, была отмечена в этом же месте на звезд ной карте 1680 г.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Когда человек влюблён, это самые прекрасные два с половиной дня в его жизни.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Типы Звезд", 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