Реферат: Что такое 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

Что такое звезды

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 41 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

РЕФЕРАТ П О АСТРОНОМИИ на тему "Что такое звезды " ученицы 11 класса 9 группы экстерната средней школы 41 Камалендиновой Адили. Содержание Качественные характеристики звезд 3 Светимость 3 Температура 3 Спектры звезд 4 Химический состав звезд 5 Радиус звезд 6 Масса звезд 6 Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла. 7 Звезды - ядерные реакторы 9 Рождение звезд 14 Эволюция звезд 18 Конец звезды 23 Белые к арлики 23 Черные карлики 24 Нейтронные звезды 24 Пульсары 25 Сверхновые 26 Черные дыры 27 Список литературы 28 Кач ественные характеристики звезд Светимость Светимость звезды L часто выражает ся в единицах светимости Солнца , которая р авна 4*1^33 эрг /с . По своей светимости звезды очень сильно различаются . Есть звезды белые и голубы е сверхгиганты (их , правда , сравнительно немного ), светимости которых прево сходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз . Но большинство звезд составляют "карлики ", светимости которых значите льно меньше солнечной , зачастую в тысячи р аз . Характ е ристикой светимости являет ся так называемая "абсолютная величина " звезды . Видимая звездная величина зависит , с одн ой стороны , от ее светимости и цвета , с другой - от расстояния до нее . Звезды высокой светимость имеют отрицательные абсолютны е величины , нап р имер -4, -6. Звезды низк ой светимости характеризуются большими положител ьными значениями , например +8,+10. Температура Температура определяет цвет зв езды и ее спектр . Так , например , если т емпература поверхности слоев звезд 3-4тыс . К ., то ее цвет красноватый , 6-7 тыс . К . - жел товатый . Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс . К . имеют белый или голубо ватый цвет . В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд . П оследний определяется так называемы м "показателем цвета ", равным разности фотографиче ской и визуальной и визуальной звездной в еличины . Каждому значению показателя цвета со ответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры хара ктеризуются линиями поглощения нейтральных ато мов металлов и полосами некоторых про стейших соединений (например , CN , СП , Н 20 и др .). По мер увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы , слабеют многие линии нейтральных атомов , а также линии нейтрального гелия . Сам в ид спектра радикально меняется . Например , у горячих звезд с температурой поверхнос тных слоев , превышающей 20 тыс . К , наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизован ного гелия , а непрерывный спектр очень инт енсивен в ультрафиолетовой части . У зв е зд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс . К наиболее интенсивны линии водорода , в то время как у звезд с температурой около 6 тыс . К . линии ионизирова нного кальция , расположенные на границе видим ой и ультрафиолетовой части спектра . Заметим , что т акой вид I имеет спектр нашего Солнца. Спектры зв езд Исключительно богатую информацию дает изучение спектров зве зд . Уже давно спектры подавляющего большинств а звезд разделены на классы . Последовательнос ть спектральных классов обо значается букв ами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звез дных спектров настолько точна , что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса . Например , часть последовательно сти звездных спектров между классами B и А обо з начается как В 0, В 1 . . . В 9, А 0 и так далее . Спектр звезд в перво м приближении похож на спектр излучающего "черного " тела с некоторой температурой Т . Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрально го класса М . В соответствии с этим осн овная часть излучения звезд спектральных клас сов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра , недоступную для наблюдения с поверхности земли . Характерной особенностью звездных спектров являет ся еще наличие у них огромно го количества линий поглощения , принадлежащих различным элементам . Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав звезд Химически й состав наружных слоев звезд , откуда к нам "непосредственн о " приходит их излучение , характеризуется полн ым преобладанием водорода . На втором месте находится гелий , а обилие остальных элемент ов достаточно невелико . Приблизительно на каж дые десять тысяч ат о мов водорода приходиться тысячи атомов гелия , около 10 а томов кислорода , немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа . Обилие остальных элементов совершенно ничтожно . Без преувеличения можно сказать , что нар ужные слои звезд - это гигантск и е водородно-гелиевые плазмы с небольшой примес ью более тяжелых элементов. Хотя по числу атомов так называемые "тяжелые мета ллы " (т.е . элементы с атомной массой , большей , чем у гелия ) занимают во Вселенной ве сьма скромное место , их роль очень велика . Прежд е всего , они определяют характе р эволюции звезд , т.к . непрозрачность звездных недр для излучений существенно зависит о т ее непрозрачности. Наличие во Вселенной (в частности в звездах ) тяжелых элементов имеет важное зна чение . Совершенно очевидно , что живая суб станция может быть построена только при н аличии тяжелых элементов и их соединений . Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи . Не менее важны и другие элем енты , например железо , фосфор . Царство живого - это сложнейшие сцепления тяжелых элемен т ов . Мы можем , поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положе ние : если бы не было тяжелых металлов , не было бы и жизни . Поэтому проблема х имического состава космических объектов (звезд , туманностей , планет ) имеет первостепенное значе ние дл я анализа условий возникновен ия жизни в тех или иных слоях Вселенн ой. Радиус зве зд Энергия , испускаемая элементом поверхности звезды единичной площади в единиц у времени , определяется законом Стефана-Больцмана . Поверхность звезды ра вна 4 R 2 . Отсюда светимость равна : Таким образом , если известны температура и светимость звезды , то мы можем вычи слить ее радиус. Масса звез д В сущности говоря , астрономия не располагала и не располагает в наст оящее время методом прямого и независим ого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем ) изолированной зв езды . И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной . Если бы такой метод существовал , прогресс наших знаний был бы значительно более бы с трым . Массы звезд изменяются в сравнительно уз ких пределах . Очень мало звезд , массы кото рых больше или меньше солнечной в 10 раз . В такой ситуации астрономы молчаливо прини мают , что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы . Они опре д еляются только для двойных систе м . Утверждение , что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу , как и ее "сестра ", входящая в состав двойной системы , всегда следует пр инимать с некоторой осторожностью. Считается , что объекты с масс ами меньшими 0,02 М уже не являются звездами . Они лишены внутренних источников энергии , и их светимость близка к нулю . Обычно э ти объекты относят к планетам . Наибольшие непосредственно измеренные массы не превышают 60 М . Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла. Для понимания природы звезд важно выявить зависимости между их отдел ьными характеристиками . Такие связи находятся путем сопоставления соответствующих величин . Так , в начале XX в . датский астроном Э . Герцш прунг и американ ский аст рофизик Г . Ре сселл установили одну из таких зависимо стей и представили ее в виде диаграммы , но сящей теперь их имена . На горизонтальной оси диаграммы Герцшп рунга — Ресселла (диаграммы Г . — Р ) о ткладывают температуру звезды , а на вертикаль ной — ее светимо сть в относительных единицах (по отношению к светимости Солнц а ). Каждой звезде на диаграмме отвечает вп олне определенная точка . Обычно говорят , что место на диаграмме занимает звезда , а н е соответствующая ей точка , и при обсужден ии эволюции звезд пишут : « з везда движется по диаграмме» , подразумевая при этом , что в процессе эволюции звезды из-за изменения температуры и светимости звезды соответствующая ей точка на диаграмме Г . — Р . меняет свое положение. Из этой диаграммы следует , что светимо сть звез ды и ее спектральный класс связаны между собой опре деленной , хотя и не однозначной зависимостью . Большин ство звезд расположено вдоль линии , идущей от горячих и ярких звезд к холодным и слабым («тусклым» ) звездам . Это и есть известная главная последовательность , а принадлежащие ей звезды - звездами главной последовательнос ти. К этой последовательности принадлежит подавляющее большинство звезд , в том числе и наше Солнце (спектральный к ласс G 2). Г лавная последовательность в месте , отмеченном вертикальной чертой , дел ится на верхнюю и нижнюю части . Звезды нижней части гла вной последовательности называются желтыми или красными карликами (в зав исимости от их температуры ). Солнце — тип ичный желтый карлик. Выше главной последовательности в области температур ниже 6000 К ра сположены звезд ы , образующие группу красных гигантов (их светимость порядк а 10 2 — 10 3 и радиус порядка 10 — 60 R ) и группу красных сверхгигантов ( L 10 L , R 200 — 300 R ). Звезды горячие (T ЗОООО К ) и яркие ( L 10 4 — 10 6 L , R 40 R ) называются белыми сверхгиган тами. За метьте , что холодных и слабых звезд гораздо больше , чем горячих и ярких. В левом нижнем углу диаграммы находят ся белые карлики ( T 10000 К , L 10- 4 L , R O , Ol R ). Итак , мы видим , что светимость звезды и спектраль ный класс взаимосвязаны . Одна из п ервых задач теории — объяснит ь эту зависимость , найти физические явления , лежащие в ее основе . Как это сделала современная астро физика , мы увидим позже . З десь же только отметим , что сразу после построения этой диаграммы ей приписали эво люционное значени е : предполагалось , что звезды эволю ционируют вдоль главной последо вательности от горячих и ярких звезд к холодным и слабым . Потом выяснилось , что эволюция звезд имеет более сложный характе р , и до сих пор звезды , изображения кот орых находятся в ле вой верх н ей части диаграммы , называют "ранними ", а звезды другого конца главной последовательности — "поздними ". Звезды - ядерные реакторы В большинстве термоядерных реа кций энергия освобождается при соединении чет ырех протонов в одно ядр о гелия . Т акое соединение протонов в ядро гелия мож ет идти разными путями , но конечный резуль тат будет один и тот же. Опишем сначала протон-протонную реакцию. Эта реакция начинается с таких столкн овений между протона ми , в результате которых получается ядр о тяжелого водорода — дейтерия . Даже в условиях звездных недр это происходит очень редко . Как правило , столкновения между протонами являются упруг ими : после столкновения частицы просто разлет аются в разные стороны . Для того чтобы в результате столкновения два прото на слились в одно ядро дейтерия , необходим о , чтобы при таком столкновении выполнялось два независимых условия . Во-первых , надо , что бы у одного из сталкивающихся протонов ки нети ческая энергия раз в двадцать превосходи ла бы среднюю энергию тепловы х движений при температуре звездных недр . Как уже говорилось выше , только одна стомиллион ная часть протонов имеет такую относительно высокую энергию , необходимую для преодо ления «кулоновского барьера» . Во-вторых , необходимо , чтобы за время столкновения од и н из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон , испустив позитрон и нейтрино . Ибо только протон с нейтроном могут об разовать ядро дейтерия ! Заметим , что длитель но сть столкновения всего лишь около 10 -21 секунды (оно поря дка классического радиуса протон а , поделе нного на его скорость ). Если все это уч есть , то получается , что каждый протон име ет ре альные шансы превратиться таким способо м в дейтерий только раз в несколько д есятков миллиардов лет . Но так как протоно в в недрах звезд достаточно много , такие р еакции , и притом в нужном коли честве , будут иметь место. По-другому складывается судьба вновь обра зовавшихся ядер дейтерия . Они "жадно ", всего лишь через несколько секунд , "загла тывают " к акой-нибудь близкий протон , превращаясь в изот оп гелия 3 Не . После э того возможны три пути (ве тви ) ядерных реак ций . Чаще всего изотоп ге лия будет взаимодействовать с подоб ным себе ядром , в результате чего образуется ядро "обыкновенно го " гелия и два протона . Так как концентрация изотопа Не чрез вычайно мала , это произой д ет через нескол ько миллионов лет . Напишем теперь последовате льность этих реакций и выделяющуюся при н их энергию. Здесь бук ва v озна чает нейтрино , а у — гамма-квант . Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергия передается звезде , так как ча сть эн ергии уносится нейтрино . С уче том этого о бстоятельства энергия , выделяемая при образовании одного ядра гелия , равна 26,2 МэВ или 4,2 • 10 -5 эрг. Вторая ветв ь протон-протонной реакции начинается с соеди нения ядра Не с ядром "обыкновенного " гели я 4 Не , п осле чего образуется ядро бериллия 7 Be . Ядро бериллия в свою очередь может захватить протон , после чего образуется я дро бора 8 В , или захватить электрон и превратиться в ядро лития . В первом случае образовавшийся радиоактивный изотоп 8 В претерпевает бета -рас пад : Заметим , что нейтрино , образовавшиеся пр и этой реакции , как раз и обнаружили п ри помощи уникальной , дорогостоящей установки . Радиоактивный берил лий Ве весьма неустойчив и быстро распадается на две альфа-частицы . Наконец , последняя , третья вет вь протон-пр отонной реак ции включает в себя следующие звенья : 7 Ве после захвата электрона превращается в 7 li , который , захватив п ротон , превращается в неустойчивый изотоп 8 Be , распадающийся , как и во второй цепи , на две альфа-частицы. Еще раз отметим , что подавляющее большинство реакций идет по первой цепи , но роль "побочных " цепей отнюдь не мала . Перейдем теперь к рассмотрению углеродно- азотного цикла . Этот цикл состоит из шести реакций. Поясним с одержание этой таблицы . Протон , сталкиваясь с яд ром угле рода , превращается в радио активный изотоп азота 13 N . При этой реакции излучается -квант . Изотоп 13 N, претерпевая - распад с испусканием позитрона и нейтрино , превращается в изотоп углерода 13 С . Последний , сталкиваясь с протон ом , превра щается в обычное ядр о азота 14 N . При этой реакции также испу ск ается -квант . Далее , ядро азота сталкивается с протоном , после чего образуется радиоакти вный изотоп кислорода 15 О и -квант . Затем этот изотоп путем -распада превращается в изотоп азот а 15 N . Наконец , последний , при соеди нив к себе во время столкнове ния протон , распадается на обычный углерод и гелий . Вся цепь реакций представляет собой посл едовательное "утяжеление " ядра углерода путем присоединения протонов с последующими -распадами . Последним звеном этой цепи являе т ся восстановление первоначального ядра уг лерода и образование нового ядра гелия за счет четырех протонов , которые в разное время один за другим присоединились к 12 С и образу ющимся из него изотопам . Как вид но , никако го изменения числа ядер 12 С в веществе , в которо м про текает эта реакция , не происходит . Уг лерод служит здесь "ката лизатором " реакции. Во втором столбце приводится энергия , выделяющаяся на каждом этапе углеродно-азотной реакции . Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино , возникающих при ра спаде радиоак тивных изотопов 13 N и 15 О . Нейтрино свободно выходят из звезд ных недр наруж у , следовательно , их энергия не идет на нагрев вещества звезды . Например , при распад е 15 О энергия образующе гося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ . Окончатель но при образовании одного ядра гелия путем углеродно-азотной реакции вы деляется (без учета нейтрино ) 25 МэВ энергии , а нейтрино уносят около 5% этой величины. В третьем столбце таблицы II приведены значения скоро сти различных звеньев углеродно- азотной ре акции . Для - процессов это пр осто период полураспада . Значительно труднее опре делить скорость реакции , когда происходит утяжеление ядра пу тем присоединения протона . В этом случае надо знать вероятно сти п роникновения протона через кулоновский барьер , а т акже вероятности соответствующих ядерных взаимодействий , так как само по себе проникновение протона в ядро еще не обеспечивает интересующего нас ядерного превращения . Вероятности ядерных реакций получа ются из лабораторных экспериментов либо вычис ляются т е оретически . Для их надеж ного определения потребо вались годы напряженной работы физиков-ядерщиков , как теоре тиков , так и экспериментаторов . Числа в третьем стол бце дают "время жизни " различных ядер для центральных областей звезды с температурой в 13 милл и онов Кельвинов и пло тностью водорода 100 г /см 3 . Например , для того чтобы при таких условиях ядро 12 С , захватив протон , превратилось в радиоактивный изотоп углерода , надо "подождат ь " 13 миллионов лет ! Следовательно , для каждого "активного " (т . е . участвующе го в цикл е ) ядра реакции проте кают чрезвычайно медленн о , но все дело в том , что ядер до с таточно . Основным источником энергии Солнца , тем пература центральных областей которого близка к 14 миллионам кельвинов , является протон - про тонная реакция . Для боле е массивных , а следовательно , и более горячих звезд суще ственна углеродно-азотная реакция , зависимость кот орой от температуры значительно более сильная . Непрерывно идущие в центральных област ях звезд ядерные реакции «медленно , но вер но» меняют химический состав звезд ных н едр . Главная тенденция этой химической эволюц ии— пре вращение водорода в гелий . Помимо этог о в процессе углеродно-азотного цикла меняетс я относительная концентрация различных изотопов углерода и азота до тех пор , пока не установится неко т орое определен ное равновесие . При таком равновесии количест во реакций за единицу времени , приводящих к образованию какого-нибудь изотопа , равно кол ичеству реакций , которые его "разру шают ". Однак о время установления такого равновесия может быть очень боль ш им . А пока равновесие не установится , относительные концен трации различных изотопов могут меняться в самых широ ких пределах. Ядерные процессы играют , как мы вид ели в этом параграфе , фундаментальную роль в длительной , спокойной эволюции звезд , нахо дящихся на главной последовательности . Но , кроме того , их роль является определяющей при быстро протекающих нестацио нарных проце ссах взрывного характера , являющихся поворот ными этапами в эволюции звезд . Наконец , даже , казалось бы , для такой в выс шей степен и т р ивиальной и очень "спокойной " звезды , какой яв ляется наше Солнце , ядерн ые реакции открывают возможность объяснения я влений , которые представляются очень далекими от ядерной физики. Рождение звезд Современная ас трономия распола гает большим количеством аргументов в пользу утверждения , что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пыл евой межзвездной среды . Процесс образования з везд из этой среды продолжается и в н астоящее время . Выяснение этого обстоятельства является о д ним из круп нейших д остижений современной астрономии . Еще сравнительн о недавно считали , что все звезды образова лись почти одновременно много миллиардов лет назад . Крушению этих метафизических пред став лений способствовал , прежде всего , прогресс на блюдател ь ной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд . В рез уль тате стало ясно , что многие наблюдаемые звезды являются сравни тельно молодыми объекта ми , а некоторые из них возникли тогда , когда на Земле уже был человек. Важным аргументом в пользу выв ода о том , что звезды обра зуются из межзвездной газово-пылевой среды , служит расположе ние групп заведомо молодых звезд (та к называемых «ассоциаций» ) в спиральных ветвя х Галактики . Дело в том , что согласно р адио астрономическим наблюдениям межзвездный га з концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик . В частности , эт о имеет место и в нашей Галактике . Бол ее того , из детальных «радио изображений» некоторых близких к нам галактик следует , что наибольшая плотность межзвездного газа на блюдается на внут ренних (по отношению к центру соответствующей галактики ) краях спирали , что находит естественное объяснение , на деталях которого мы здесь останавливать ся не будем . Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астро номии «зоны Н Н» , т . е . облака ионизованного межзвездного газа . Причиной иониз ации таких облаков может быть только ульт рафиолетовое излучение массивных горячих звезд — объектов заведомо молодых . Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их эне ргии . В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд . Некоторые ученые , например , считали , что источником солнечной энергии является непрер ывное выпадение на его поверхность метеоров , други е искали источник в непре рывном сжатии Солнца . Освобо ждающаяся при так ом процессе потенциальная энергия могла бы , при некоторых условиях» перейти в излучени е . Как мы увидим , ниже , этот источник н а раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективн ы м , но он н икак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени. Успехи ядер ной физики позволили решить проблему источник ов звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия . Таким источником я вляются термоядерные реакции синтез а , про исходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка де сяти миллионов градусов ). В результате этих реакций , скорость которых сильно зависит от температуры , прот оны превращаются в ядра гелия , а освобожда ющаяся энергия м едленно "просачивается " ск возь недра звезд и в конце концов , зна чительно трансформированная , излучается в мировое пространство . Это исключительно мощный источ ник . Если предположить , что первоначально Солн це состояло только из водорода , который в результат е термоядерных реакций це ликом превратится в гелий , то выделившееся количество энергии составит примерно 10 52 эрг . Таким образом , для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно , чтобы Солнце "израсходовало " не свыше 10% своего первоначального запаса водорода. Теперь мы можем представить картину э волюции какой-нибудь звезды следующим образом . По некоторым причинам (их можно указать н есколько ) начало конденсироваться облако межзвезд ной газово-пылевой среды . Довольно скоро ( разумеется , по астрономи ческим масштабам !) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар . Строго говоря , это т шар еще нельзя назвать звездой , так как в его центральных областях температура н едостаточна для того , чтобы начал ись термоядерные реакции . Давление газа внутр и шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей , поэто му он будет непрерывно сжиматься . Некоторые астрономы раньше считали , что такие протозв езды на б людаются в отдельных тума нностях в виде очень темных ком пактных о бразований , так называемых глобул . Успехи ради оастрономии , однако , заставили отказаться от т акой довольно наивной точки зрения . Обычно одновременно образуется не одна протозвезда , а более и л и менее многочисленн ая группа их . В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями , хорошо известными астрономам . Весьма вероятн о , (что на этом самом раннем этапе эвол юции звезды вокруг нее обра зуются сгустки с меньшей массой , кото р ые затем постепенно пре вращаются в планеты. При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающе йся потенциальной энергии излучается в окружа ющее пространство . Так как размеры сжимающего ся газового шара очень велики , то излу чение с единицы его поверхности будет незначительным . Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (за кон Стефана — Бо льцмана ), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка , между тем как ее с в етимость почти такая же , как у обычной звезды с той же массой . Поэт ому на диаграмме "спектр — светимость " такие звезды расположатся вправо от главной посл едовательности , т . е . попадут в область кра сных гигантов или красных карликов , в зави симости от значен и й их первоначал ьных масс. В дальнейшем протозвезда продолжает сжима ться . Ее разморы становятся меньше , а пове рхностная температура растет вследствие чего спектр становится все более ранним . Таким образом , двигаясь по диаграмме "спектр — светимость ", протоз везда довольно быстро "с ядет " на главную последовательность . В этот период температура звездных недр уже оказы вается достаточной для тою , чтобы там нача лись термоядерные реакции . При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газ о вый шар перес тает сжиматься . Протозвезда становится звездой. Эволюция звезд Чтобы пройти самую раннюю с тадию своей эволюции , протозвездам нужно срав нительно немного времени . Если , например , масса протозвезды больше солнечной , нуж но в сего лишь несколько миллионов лет , если ме ньше — несколько сот миллионов лет . Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико , эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно . Все же звезды в такой стадии , по-видимому , наблюдаются . М ы и меем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца , обычно погруженные в темные туманности. Б 5966 г . совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции . Велико же было удивле ние радиоастрономов , когда при обзоре не ба на волне 18 см , соответствующей радиолинии ОН , были обнаружены яркие , чрезвычайно компа кт ные (т . е . имеющие малые угловые размеры ) источники . Это было настолько неожиданно , что первое время отказывались даже верить , что столь ярк ие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила . Была высказана гипотеза , что эти линии принадлежат ка кой-то неизвестной субст анции , которой сразу же дали "подходящее " и мя "мистериум ". Однако "мистериум " очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев " — "небулия " и "короння ". Дело в том , что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавал ись отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями . Поэтому их приписывали неким , неизвестным на земле , гипотетическим элементам — "небулию " и "коронию ". В 1939 — 1941 гг . было убедительн о показано , что загадочные линии "корония " принадлежат многократно ионизо ванным атомам желе за , никеля и кальция. Если для "развенчания " "небулия " и "корон ия " потребовались десятилетия , то уже через н есколько недель после открытия ста ло ясно , что линии "мистериума " принадлежат о быкновенному гидроксилу , но только находящемуся в необыкновенных усло виях. Итак , источники "мистериума " — это гиг антские , природные кос мические мазеры , работающие на волне ли нии гидроксила , длина которой 18 см . Именно в мазерах (а на опт ических и инфракрасных частотах — в лазе рах ) достигается огромная яркость в линии , при чем спектральная ширина ее мала . Как и звестно , усиление излуче ния в линиях благодар я такому эффекту возм о жно тогда , когда среда , в которой распространяется изл учение , каким-либо способом "активирована ". Это означает , что некоторый "сторонний " источник эн ергии (так называемая "накачка ") делает концентр ацию ато мов или молекул на исходном (верх нем ) уровне аном а льно высокой . Без постоянно действующей "накачки " мазер или лазер невозмож ны . Вопрос о природе механизма "накачки " космических мазеров , пока еде ок ончательно не решен . Однако скорее всего " накачкой " служит достаточно мощное инфракрасное излучение . Другим возможным механизмом «накачки» могут быть некоторые химические реакции. Механизм "на качки " этих мазеров пока е ще не совсем ясен , все же можно соста вить себе грубое представление о физических условиях в облаках , излучающих мазерным м еханизмом линию 18 см. Прежде всего , оказыв ается , что эти облака довольно плотны : в кубическом сантиметре там имеется по крайн ей мере 10 8 — 10 9 частиц , п ричем сущест венная (а может быть и больша я ) часть их — молекулы . Темпера тура вряд ли превышает две тысячи градусов , скорее вс его она порядка 1000 градусов . Эти свойства резко отличны от свойств даже са мых плотных облаков межзвездного газа . Учитыв ая еще сравни тельно небольшие размеры облако в , мы невольно приходим к вы воду , что они скорее напоминают протяженные , довольно х олодн ы е атмосферы звезд — сверхг игантов . Очень похоже , что эти облака есть не что иное , как ранняя стадия развит ия протозвезд , следую щая сразу за их конд енсацией из межзвездной среды . В пользу эт ого утверждения (которое автор этой книги высказал еще в 1966 г .) говорят и другие факты . В туманностях , где наблюдаются косми ческие мазеры , видны молодые горячие звезды . Следова тельно , там недавно закончился и , скорее всего , продолжается и в настоя щее время , процесс звездообразования . Пожалуй , самое любопытное это то, что , как пок азывают радиоастрономические наблюдения , космические мазеры этого типа как бы "погружены " в небольшие , очень плотные облака ионизованног о водорода . В этих облаках имеется много космической пыли , что делает их ненаблюда емыми в оптическом диапа з оне . Таки е "коконы " иони зуются молодой , горячей звездой , находящейся внутри них . При исследовании процессов звездообразования весьма полезной оказ а лась инфракрасная астрономия . Ведь для инфра красных лучей межзвездное поглощение света не так существенно. Мы можем теперь представить следующую картину : из облака межзвездной среды , путем его конденсации , образуются несколько сгустк ов разной массы , эволюционирующих в протозвез ды . Ско рость эволюции различна : для более массивных сгустков она будет больше . Поэт о му раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивный сгусток , между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протоз везды . Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близо сти от "новоро ж денной " горячей зве зды , ионизующей не сконденсировавший в сгустк и водород "кокона ". Разумеется , эта грубая с хема будет в дальнейшем уточ няться , причем , конечно , в нее будут внесены существенные изме нения . Но факт остается фактом : неожи данно оказалось , ч т о некоторое вре мя (скорее всего — сравнительно короткое ) новорож денные протозвезды , образно выражаясь , "кри чат " о своем появле нии на свет , пользуясь новейшими методами квантовой радио физики (т . е . мазерами ). Оказавшись на главной последовательности и пе рестав сжи гаться , звезда длительно излучает практически не меняя своего полож ения на диаграмме "спектр - светимость ". Ее и злучение поддерживается термоядерными реакциями , идущими в централь ных областях . Таким образом , главная последовательность пред ста в ляет собой как бы геометрическое место то чек на диаграмме "спектр - светимость ", где з везда (в зависимости от ее массы ) может длительно и устойчиво излучать благодаря т ермоядерным реакциям . Место звезды на главной последовательности опреде ляется ее массо й . Следует заметить , что имеется еще один параметр , определяющий положение рав новесной излучающей звезды на диаграмме "спек тр - светимость ". Таким параметром является перв оначальный химический состав звезды . Если отн осительное содержание тяжелых элементов у м еньшится , звезда "ляжет " на диаграмме ниже . Именно этим обстоятельством объясняется нали чие последовательности субкарликов . Как уже говорилось выше , относительное содержание тя желых элементов у этих звезд в десятки раз меньше , чем у звезд главной последо в ательности. Время пребывания звезды на главной по следовательности опре деляется ее первоначальной массой . Если масса велика , излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного "г орючего ". Так , например , звезд ы главной последовательности с массой , превышающей солнечну ю в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спект рального класса О ), мо гут устойчиво излучать , находясь на этой п оследовательности всего лишь несколько миллионов лет , в то время как з в езд ы с массой , близкой к солнечной , находятся на главной последовательности 10 — 15 млрд . л ет . "Выгорание " водорода (т . е . превращение его в гелий при термо ядерных реакциях ) происходит только в центральных областях звез ды . Это объясняется тем , что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды , где идут ядерные реакции , в то время как наружные слон сохраняют относительное содержа ние водорода неизменным . Так как количество водорода в цент ральных областях звезды ограниченно , рано или п о здно (в зависи мости от массы звезды ) он там практически весь "выгорит ". Р асчеты показывают , что масса и радиус цент ральной ее области , в которой идут ядерные реакции , постепенно уменьшаются , при этом звезда медленно перемещается на диаграмме "сп ектр - св е тимость " впра во . Этот про цесс происходит значительно быстрее у сравнит ельно массивных звезд . Что же произойдет со звездой , когда весь (или почти весь ) во дород в ее я дре "выгорит "? Так как выделение энергии в централь ных областях звезды прекращается , те мпература и давление не могут поддерж иваться там на уровне , необходимом для про тиводей ствия силе тяготения , сжимающей звезду . Ядро звезды начнет сжиматься , а температура его будет повышаться . Образуется очень пл отная горячая область , состоящая из гелия ( в который превра тился водород ) с небольшой примесью более тяжелых элементов . Газ в таком состоянии носит название "в ырожденного ". Он обладает рядом интересных сво йств . В этой плотной горячей области ядерн ые реакции про исходить не будут , но они будут дово л ьно интенсивно протекат ь на периферии ядра , в сравнительно тонком слое . Звезда как бы "разбухает ", и начн ет "сходить " с главной последователь ности , пер еходя в области красных гигантов . Далее , о казывается , что звезды гиганты с меньшим с одержанием тяжелых э лементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость. Конец звезды Что произо йдет со звездами , когда реакция "гелий — углерод " в центральных областях исчерпает себя , так же как и водородная реакция в тонком слое , окружающем горячее пло тное ядро ? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта ? Белые карл ики Совокуп ность данных наблюдений , а также ряд теоретических соображений гово рят о том , что на этом этапе эволю ции звезды , масса которых меньше , чем 1,2 массы Солнца , существенную часть своей м ассы , об разующую их наружную оболочку , "сбрасы вают ". Такой процесс мы наблюдаем , по-видимому , как образование так называемых "планетарных туманностей ". После того как от зв е зды от делится со сравнительно небольшой скоростью наружная оболочка , "обнажатся " ее внутренние , очень горячие слои . При этом отделив шаяся оболочка будет расширяться , все дальше и дальше отходя от звезды. Мощное ультрафиолетовое излучение звезды — ядра пл анетар ной туманности — бу дет ионизовать атомы в оболочке , возбуждая их свечение . Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется тольк о небольшая очень горячая плотная звезда . Постепенно , довольно медленно остывая , она пре вратится в бел ы й карлик. Таким образом белые карлики как бы "вызревают " внутри звезд — красных гигантов — и "появляются на свет " после отде л ения наружных слоев гигантских звезд . В др угих случаях сбрасы вание наружных слоев може т происходить не путем образования планетар ных туманностей , а путем постепенного истечения атомов . Так или иначе белые карл ики , в которых весь водород "выгорел " и ядерные реакции прекратились , по-видимому , предста вляют собой заключительный этап эволюции боль шинства звезд . Логичес ким выводом отсюд а является признание генетической связи между самыми поздними этапами эволюции звезд и белыми карликами . Черные кар лики Постепенно остывая , они все меньше и меньше излучают , переходя в неви димые "черные " карлики . Это мертвые , холо дные звезды очень большой плотности , в миллионы раз плотнее воды . Их размеры меньше размеров земного шара , хотя массы сравнимы с солнечной . Процесс остывания бел ых карликов длится много сотен миллионов лет . Так кончает свое существование большинст во звезд. Однако финал жизни сравнительн о массивных звезд может быть значи тельно , более драматическим . Нейтронные звезды Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза , то такая звезда , достигнув стадии бело го карлика , на том не остановит ся . Гравитационные силы в этом случае очен ь велики , что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер . В результате изотопы превраща ются в нейтроны способные прилетать друг к другу без всяких промежутков . Плотность нейтронных з в езд превосходит даже плотность белых карликов ; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс , н ейтроны , как и электроны , способны сами пр едотвратить дальнейшее сжатие . Типичная нейтронна я звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км , а о д ин кубически й сантиметр ее вещества весит около милли арда тонн . Помимо неслыханно громадной плотно сти , нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами , которые позволяют их обна ружить , невзирая на столь малые размеры : э то быстрое вращение и сильн о е магнитное поле . В общем , вращаются все з везды , но когда звезда сжимается , скорость ее вращения возрастает - точно так же , как фигурист на льду вращается гораздо быстр ее , когда прижимает к себе руки . Нейтронна я звезда совершает несколько оборотов в с екун д у . Наряду с этим исключительн о быстрым вращением , нейтронные звезды имеют магнитное поле , в миллионы раз более сильное , чем у Земли . Пульс ары Первые пульсары были открыты в 1968 г ., когда радиоастрономы обнаружили регу лярные сигналы , идущие к нам из четы рех точек Галактики . Ученые были поражены тем фактом , что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правиль ном и быстром ритме . Вначале правда , ненад олго астрономы заподозрили участие неких мысл ящих сущес т в , обитающих в глубинах Галактики . Но вскоре было найдено естеств енное объяснение . В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали элект роны генерируют радиоволны , которые излучаются узким пучком , как луч прожектора . Звезда быстро вращаетс я , и радиолуч пере секает линию нашего наблюдения , словно маяк . Некоторые пульсары излучают не только ради оволны , но и световые , рентгеновские и гам ма-лучи . Период самых медленных пульсаров окол о четырех секунд , а самых быстрых - тысячны е доли секунды . Вращ е ние этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено ; возможно , они входят в двойные системы . Сверхн овые Звезды , массы которых не достигают 1,4 солнечной , умирают тихо и безмятеж но . А что происходит с более массивн ыми звездами ? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры ? Катастрофический взрыв , ко торым заканчивается жизнь массивной звезды , - э то воистину впечатляющее событие . Это самое мощное из природных явлений , совершающихся в звездах . В мгновение выс в обождае тся больше энергии , чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет . Световой поток , посылаемый одной гибнущей звездой , эквивален тен целой галактике , а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энерги и . Остатки взорвавшейся звезды разлет а ются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду . Такие грандиозные звездные взрывы называю тся сверхновыми . Сверхновые - довольно редкое я вление . Каждый год и других галактиках обн аруживают от 20 до 30 сверхновых , главным образом в результате систематическ ого поиска . За столетие в каждой галактике их може т 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 ко личества пыли в Млечном Пути . Черные дыр ы ОТ звезды , имеющей массу больше , чем три солнечных , и радиус больше 8,85километра , свет уже не сможет уйти о т нее в пространство . Уходящий от поверхно сти луч искривляется в поле силы тяжести так сильно , что возвращае тся обратно на поверхность . Кванты света - фотоны - излу чаемые телом , возвращаются обратно , как брошен ные вверх на земле камни . Никакое излучени е не прорывается во внешний мир , чтобы донести весть о печальной судьбе звезды. Превратившись в черную дыру , неб ес ное тело не исчезает из Вселенной . Оно дает о себе знать внешнему миру благод аря своей гравитации . Черная дыра поглащает световые лучи , идущие от нее на более значительное расстояние . Черная дыра может вступать в гравитационное взаимодействие с др угими т елами : она может удерживать около себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему. Мы неоднократно подчеркивали , что скорост ь эволюции звезд определяется их первоначальн ой массой . Так как по ряду призна ков со времени образования нашей звез дной системы — Галак тики — прошло около 15 — 20 млрд . лет , то за это конечное (хотя и огромное ) время весь описанный эволюцио нный путь прошли только те звезды , массы которых превышают некоторую величину . По-види мому , эта "критическая " масса всего лишь на 10 — 20% превышает массу Солнца . С друго й стороны , как уже подчеркива лось , процесс образования звезд из межзвездной газово-пылевой среды происходил в нашей Галактике непре рывно . Он происходит и сейчас . Именно поэт ому мы наблюдаем горячие массивные звез ды в л евой верхней части главной последовательности . Но даже звезды , образовавши еся в самом начале формирования Галактики , если их масса их меньше чем 1,2 солнечной , еще не успели сойти с главной послед овательности . Заметим , кстати , что темп звездо образования в настоящее время значите льно ниже , чем много мил лиардов лет назад . Солнце образовалось около 5 млрд . лет наза д , когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с " современной ". Вот уже , по крайней мере , 4,5 млр д . лет оно "сидит " н а главной последовательности , устойчиво излучая благодаря я дерным реакциям превращения водорода в гелий , протекающим в его центральных областях . Сколько еще времени это будет продолжаться ? Расчеты показывают , что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд . лет . При этом его свети мость увеличится в сотни раз , а радиус — в десятки . Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет . Наконец , тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик . В о обще говоря , нам , конечно , небезразлична судьба Солнца , так как с нею тесно связано развитие жизни на Зе мле. Список литературы 1. Шкловский И . С . З везды : их рождение , жизнь и смерть . 2. Киппенханн Сто мил лиардов солн ц. 3. Каплан С.А . Физика звезд . 4. Порфирьев В.В . Астрономия.
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
Матерные слова настолько верткие, что иногда вырываются.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Что такое 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