Презентация на тему "физическая природа звезд". Реферат: Эволюция и строение галактики Звезда переливается через край

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

HTML-версии работы пока нет.
Cкачать архив работы можно перейдя по ссылке, которая находятся ниже.

Подобные документы

Понятие эволюции звезд. Изменение характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Выделение гравитационной энергии. Образование звезд, стадия гравитационного сжатия. Эволюция на основе ядерных реакций. Взрывы сверхновых.

контрольная работа , добавлен 09.02.2009


Понятие и виды двойных звезд, измерение их массы с помощью законов Кеплера. Возникновение вспышки в результате встречи потоков вещества, устремляющихся от звезд. Влияние сил тяготения на двойные звезды, характерные особенности рентгеновских пульсаров.

презентация , добавлен 21.03.2012


Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.

контрольная работа , добавлен 23.04.2007


Зарождение и эволюция звезды. Голубые сверхгиганты - мегазвезды массой между 140 и 280 массами Солнца. Красные и коричневые карлики. Черные дыры, причины их возникновения. Жизненный цикл Солнца. Влияние размера и массы звезд на длительность ее жизни.

презентация , добавлен 18.04.2014


Исследование основ спектральной классификации звезд. Изучение спектра распределения энергии излучения по частоте и по длинам волн. Определение основных свойств излучающего объекта. Температура и давление на поверхности звезд разных спектральных классов.

реферат , добавлен 02.01.2017


Основные этапы возникновения и развития звезд, их структура и элементы. Причины и гипотезы насчет взрывов звезд и образования сверхновых. Степень зависимости финальной стадии эволюции звезды от ее массы, предпосылки возникновения явления "черной дыры".

реферат , добавлен 21.12.2009


Источники энергии звезд. Гравитационное сжатие и термоядерный синтез. Ранние и поздние стадии эволюции звезд. Выход звезд из главной последовательности. Гравитационный коллапс и поздние стадии эволюции звезд. Особенности эволюции тесных двойных систем.

курсовая работа , добавлен 24.06.2008

Тема: Физическая природа звезд .

Ход урока :

I. Новый материал

Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь.

Исаак Ньютон (1643-1727) в 1665г разложил свет в спектр и объяснил его природу.
Уильям Волластон в 1802г наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814г их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) (они называются линиями Фраунгофера) 754 линии в солнечном спектре. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.

В 1959г Г. КИРХГОФ , работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ , назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики:
1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр.
2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр.
3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения.
У. ХЕГГИНС первым применив спектрограф начал спектроскопию звезд . В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

2. Цвет звезд

ЦВЕТ - свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излучения. Свет разных длин волн  возбуждает разные цветовые ощущения:

от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет,
от 470 до 500 нм - сине-зеленый,
от 500 до 560 нм - зеленый,

от 560 до 590 нм - желто-оранжевый,
от 590 до 760 нм - красный.

Однако цвет сложного излучения не определяется однозначно его спектральным составом.
Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию λ мах =b/T (закон Вина, 1896г).

В начале 20-го столетия (1903-1907гг) Эйнар Герцшпрунг (1873-1967, Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд.

3. Температура звезд

Непосредственно связана с цветом и спектральной классификацией. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Ю. Шейнер . Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина [λ max . Т=b, где b=0,2897*10 7 Å . К - постоянная Вина]. Температура видимой поверхности большинства звезд составляет от 2500 К до 50000 К . Хотя например недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, а e Возничего А - 1600 К.

4.

В 1862г Анжело Секки (1818-1878, Италия) дает первую спектральную классическую звезд по цвету, указав 4 типа: Белые, Желтоватые, Красные, Очень красные

Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1884г), подготовленного под руководством Э. Пикеринга . Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон .

О

---

В

---

А

---

F

---

G

---

K

---

M

cр.30000K

ср.15000K

ср.8500K

ср.6600К

ср.5500К

ср.4100К

ср.2800К

Порядок спектров можно запомнить по терминологии: = Один бритый англичанин финики жевал как морковь =

Солнце – G2V (V – это классификация по светимости - т.е. последовательности). Эта цифра добавлена с 1953 года. | Таблица 13 – там указаны спектры звезд |.

5. Химический состав звезд

Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

6. Светимость звезд

Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн, а светимость L=σ T 4 4πR 2 - общая мощность излучения звезды. L  = 3,876*10 26 Вт/с. В 1857г Норман Погсон в Оксфорде устанавливает формулу L 1 /L 2 =2,512 М 2 -М 1 . Сравнивая звезду с Солнцем, получим формулу L/L  =2,512 М  -М , откуда логарифмируя получим lgL=0,4 (M  -M) Светимость звезд в большинстве 1,3 . 10 -5 L  .10 5 L  . Большую светимость имеют звезды-гиганты, звезды малой светимости - звезды-карлики. Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет в созвездии Стрельца - 10000000 L  ! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0,000055 L  .

7. Размеры звезд - существует несколько способов их определения:

1) Непосредственное измерение углового диаметра звезды (для ярких ≥2,5 m , близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые измерен угловой диаметр α Ориона- Бетельгейзе 3декабря 1920г = Альберт Майкельсон и Франсис Пиз .
2) Через светимость звезды L=4πR 2 σT 4 в сравнении с Солнцем.
3) По наблюдениям затмения звезды Луной определяют угловой размер, зная расстояние до звезды.

По своим размерам, звезды делятся ( название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг , введя название "белый карлик"), введены с 1953 года на:

• • • Сверхгиганты (I)

      Яркие гиганты (II)

      Гиганты (III)

      Субгиганты (IV)

      Карлики главной последовательности (V)

      Субкарлики (VI)

      Белые карлики (VII)

Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 10 4 м до 10 12 м. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант e Возничего А имеет размеры в 2700R  - 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры 10 - 15 км.

8. Масса звезд - одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию, т.е. определяет жизненный путь звезды.

Способы определения:

1. Зависимость масса-светимость, установленная астрофизиком А.С. Эддингтон (1882-1942, Англия). L≈m 3,9

2. Использование 3 уточненного закона Кеплера, если звезды физически двойные (§26)

Теоретически масса звезд 0,005M  (предел Кумара 0,08M  )  , причем маломассивных звезд существенно больше, чем тяжеловесных, как по количеству, так и по общей доле заключенного в них вещества (M  =1,9891×10 30 кг (333434 масс Земли)≈2 . 10 30 кг).

Самые легкие звезды с точно измеренной массой находятся в двойных системах. В системе Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07 M  . В системе Wolf 424 массы компонентов составляют 0,059 и 0,051 M  . А у звезды LHS 1047 менее массивный компаньон весит всего 0,055 M  .

Обнаружены "коричневые карлики" с массами 0,04 - 0,02 M  .

9. Плотность звезд - находится ρ=М/V=M/(4/3πR 3 )

Хотя массы звезд имеют меньший разброс, чем размеры, но плотности их сильно различаются. Чем больше размер звезды, тем меньше плотность. Самая маленькая плотность у сверхгигантов: Антарес (α Скорпиона) ρ=6,4*10 -5 кг/м 3 , Бетельгейзе (α Ориона) ρ=3,9*10 -5 кг/м 3 .Очень большие плотности имеют белые карлики: Сириус В ρ=1,78*10 8 кг/м 3 . Но еще больше средняя плотность нейтронных звезд. Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10 -6 г/см 3 до 10 14 г/см 3 - в 10 20 раз!

.

II. Закрепление материала:

1. Задача 1 : Светимость Кастора (а Близнецы) в 25 раз превосходит светимость Солнца, а его температура 10400К. Во сколько раз Кастор больше Солнца?
2. Задача 2 : Красный гигант в 300 раз превосходит Солнце по размеру и в 30 раз по массе. Какова его средняя плотность?
3. Используя таблицу классификации звезд (ниже) отметить, как изменяются с увеличением размера звезды ее параметры: масса, плотность, светимость, время жизни, число звезд в Галактике

Дома: §24, вопросы стр. 139. Стр. 152 (п. 7-12), составление презентации по одной из характеристик звезд.
Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение
высшего профессионального образования
«Южно-Уральский государственный университет»

Факультет «Экономики и управления»
Кафедра «Мировой экономики и экономической теории»

Природа и состав звезд

Реферат

По дисциплине «Концепции современного естествознания»

Проверил

Доцент кафедры Физическая химия

Тепляков Юрий Николаевич

Автор работы

студентка группы 236

Глушко Ольга

Аннотация

Цель реферата – изучить природу и состав звезд. В соответствии с выбранной темой поставлены следующие задачи:

Рассмотрение понятия, параметров и классификаций звезд.
Описание эволюции звезд.
Изучение звездных скоплений и ассоциаций
Изучение состава звезд.

Введение………………………………………………………… …………………4

Понятие звезд, их параметры и классификация…………………………….5
Эволюция звезд………………………………………………………………. .9
Звездные скопления и ассоциации...…………….……………...……… …..13
Химический состав звезд…………………………………………………….18

Заключение…………………………………………………… …………….….....21
Приложения…………………………………………………… ………….………22
Библиографический список……………………………………………………... 24

Введение

Наука о звездах – астрономия – одна из самых древних, ведь эти загадочные небесные тела всегда интересовали человека. Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец «умирают». Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют и что собой представляют, необходимо знать, как они возникают и что из себя представляют.
Актуальность исследования звезд возрастает с каждым днем, что связано с расширением горизонта знаний человечества о космосе и внеземных формах жизни. Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики.

1.Понятие и классификация звезд

Звезды – это массы светящегося газа, более или менее равномерно разбросанные по небу (хотя иногда они образуют группы), которые мы можем наблюдать на ночном небе как маленькие точки. Звезды - это основные тела Вселенной, в них сосредоточено более 90 % наблюдаемого вещества.

Основными параметрами звёзд являются:

масса,
светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени L),
радиус,
температура поверхности.

Масса звезд
Масса звезды приобрела большую значимость, когда были открыты источники энергии звезд. Масса Солнца М с = 2 10 30 кг, а массы почти всех звезд лежат в пределах 0,1 - 50 массы Солнца. Практически наиболее верным способом определения массы звезды являются исследования движений двойных звезд. Оказалось, что положение звезды на Главной последовательности определяется ее массой

Светимость
Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 3,86 10 26 Вт. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая «абсолютная величина» звезды. Абсолютная звёздная величина (M ) для звёзд определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой – от расстояния до нее. Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения M = 4,72. Звезды высокой светимость имеют отрицательные абсолютные величины, например -4, -6. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями, например +8, +10.

Радиус
Используя самую современную технику астрономических наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь нескольких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула.
Определив радиусы многих звезд, астрономы убедились в том, что существуют звезды, размеры которых резко отличаются от размеров Солнца. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы в сотни раз превосходят радиус Солнца. Например, радиус звезды а Скорпиона (Антарес) не менее чем в 750 раз превосходит солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус Солнца, Называются гигантами. Звезды, по размерам близкие к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся к карликам.
Радиус звезд – непостоянная величина. Он может изменяться, например как у Бетельгейзе, чей радиус за последние 15 лет уменьшился на 15%.
Температура
Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. – желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К. имеют белый или голубоватый цвет. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений. По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд 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 ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца.

Классификация звезд
Классификации в любой области науки могут быть как искусственными (по каким-то отдельным признакам, которые легко определяются), так и естественными, т.е. отражающими суть объекта, его комплексную характеристику, происхождение и т.п., хотя принадлежность к тому или иному классу в этом случае не всегда легко определяется. Объекты могут объединяться как в реально существующие группы (по качественным признакам), так и в условные группы, отличающиеся только количественно. Современная звёздная астрономия демонстрирует нам все эти случаи.
Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.
Наиболее известной и общей является классификация на основе цвета, размера и температуры звезды . Астрономы разделяют звезды на различные спектральные классы. Спектральная классификация, разработка которой началась в XIX веке, первоначально была основана на интенсивности линий поглощения водорода. Классы, которые наилучшим образом описывают температуру звезд, используются и в настоящее время. Типичные спектры для семи основных спектральных классов – OBAFGKM. Оказывается, что голубые звезды спектрального класса О - это самые большие звезды. Они превосходят Солнце в более чем сорок раз по массе, в двадцать раз по размерам и в миллион раз ярче Солнца. Следующими по шкале звездных масс идут белые звезды спектральных классов В и А. Далее следуют желто-белые звезды класса F и желтые звезды класса G, подобные нашему Солнцу. Звезды меньшей массы более тусклые и меньше по размеру. Массы и размеры оранжевых звезд, относящихся к классу К, составляют около трех-четвертых от массы Солнца. Звезды класса М самые холодные и имеют густой оранжево-красный цвет. Типичные представители этого класса примерно в пять раз меньше Солнца по массе и радиусу и в два раза ниже по температуре поверхности, которая составляет порядка 3000 К. Около сотни таких звезд будут иметь такую же светимость как наше Солнце. На классе М заканчивается гарвардская классификация звезд.
В самом начале ХХ века датский астроном Герцшпрунг и американский астрофизик Рессел обнаружили существование зависимости между температурой поверхности звезды и ее светимостью. Эта зависимость иллюстрируется диаграммой, по одной оси которой откладывается спектральный класс, а по другой абсолютная звездная величина. Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость в логарифмической шкале, а вместо спектральных классов непосредственно температуру поверхности. Такая диаграмма называется диаграммой спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рессела. При этом температуру откладывают в направлении справа налево, чтобы сохранить старый вид диаграммы, возникший еще до того, как была изучена зависимость цвета звезды от температуры ее поверхности.
Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями. Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее физической природой и возрастом (стадией эволюции). Звезда не находится в течение всей своей жизни на месте, а перемещается по диаграмме Г-Р. Поэтому на диаграмме Г-Р как бы запечатлена вся история рассматриваемой совокупности звезд. Анализ это диаграммы позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами. Наиболее богатую звездами диагональ, 90 % всех звезд, идущую из верхнего левого угла в правый нижний, называют главной последовательностью. Именно вдоль нее расположены звезды, о которых мы с вами говорили выше. В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. (см. рис.№1)
Существующие в природе звезды имеют более широкие диапазоны параметров, нежели звезды главной последовательности. Такие звезды мы наблюдаем на диаграмме Г-Р вне зоны главной диагонали. Они также образуют последовательности, т.е. в этих группах тоже существуют определенные зависимости между светимостями и температурами, разные для каждой группы. Эти группы названы классами светимости. Их всего семь. А именно: I-сверхгиганты (звезда, находящая в преддверии вспышки сверхновой звезды), II-яркие гиганты (звезды, лежащие между гигантами и сверхгигантами ), III-гиганты, IV – субгиганты (бывшая звезда главной последовательности, подобная Солнцу или несколько более массивная, чем Солнце, в ядре которой иссякло водородное топливо.), V- звезды главной последовательности, VI- субкарлики (это звёзды тускнее звёзд главной последовательности того же спектрального класса . ), VII- белые карлики (звезды, меньше Солнца).
(см. рис.№2; табл.№1)
2. Эволюция звезд

Эволюция звезд - это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными наблюдений.
Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени, когда образовалась звезда и от ее положения в Галактике в момент образования.
Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.
Звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. К молодым относятся звезды, которые еще находятся в стадии первоначального гравитационного сжатия. Температура в центре таких звезд недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счет превращения гравитационной энергии в теплоту.
Гравитационное сжатие - первый этап эволюции звезд. Он приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры «включения» термоядерной реакции (примерно 10-15 млн К) - превращения водорода в гелий (ядра водорода, т.е. протоны, образуют ядра гелия). Это превращение сопровождается большим выделением энергии. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается, и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород.
Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что будет дальше зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх - и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий - своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза - вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, - один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.
При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности). После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, которая постепенно остывает. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Звезда превращается в белый карлик. Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики . Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.
Звезды более массивные, нежели Солнце (от 1,2 до 2,5 солнечной массы), ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза - углерода, затем кремния, магния - и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо - это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.
Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени - некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, - свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается, выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра - и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.
Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10км, а плотность её в таком состоянии составляет 10 17 кг/м 3 , что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется « нейтронной» . Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.
Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары. Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.
Пульсар может быть обнаружен только для нас в условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.
Звезды с высокой массой 8-10 масс солнца, эволюционируют так же, как и со средней до момента формирования углеродно-кислородного ядра. Это ядро сжимается и становится вырожденным до того как загорится углерод, форсируя вспышку, известную как углеродная детонация – аналог гелиевой вспышки. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда.
Очень массивные звезды, с массой более 10масс Солнца, настолько горячи, что гелий загорается в ядре до того, как звезда достигнет ветви красных гигантов. Загорание происходит еще тогда, когда эти звезды являются голубыми сверхгигантами и звезда продолжает монотонно эволюционировать в сторону покраснения; пока гелий горит в конвективном ядре, водород горит в слоевом источнике, обеспечивая большую часть светимости звезды. После исчерпания гелия в ядре температура там так высока, что углерод загорается до того, как газ станет вырожденным и углеродное горение включается постепенно без взрывных процессов. Загорание происходит до того, как звезда достигнет асимптотической ветви гигантов. Во все время горения углерода в ядре происходит отток энергии из ядра за счет нейтринного охлаждения, и основным источником поверхностной светимости является горение водорода и гелия в слоевых источниках. Эти звезды продолжают вырабатывать все более и более тяжелые элементы вплоть до железа, после чего ядро коллапсирует, образуя нейтронную звезду или черную дыру (в зависимости от массы ядра), а внешние слои разлетаются, что выглядит как взрыв сверхновой II типа.
Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение
(см. рис.№3)

3. Звездные скопления и ассоциации

Звездное скопление – группа звезд, расположенных в пространстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождением и взаимным тяготением.
По современным данным, не менее 70% звезд Галактики входят в состав двойных и кратных систем, а одиночные звезды (как, например, наше Солнце) – это, скорее, исключение из правил. Но нередко звезды собираются и в более многочисленные «коллективы» – звездные скопления. Все входящие в скопление звёзды находятся от нас на одном расстоянии (с точностью до размеров скопления) и имеют примерно одинаковый возраст и химический состав. Но в то же время они находятся на разных стадиях эволюции (определяемой начальной массой каждой звезды), что делает их удобным объектом для проверки теорий происхождения и эволюции звезд. Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные. Первоначально такое разделение было принято по внешнему виду, но по мере дальнейшего изучения стало ясно, что шаровые и рассеянные скопления не похожи буквально во всем – по возрасту, звездному составу, характеру движения и т.д.

Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе от десятков тысяч до миллионов звезд. Для этого типа скоплений характерна правильная сферическая или несколько сплюснутая форма (которая, по-видимому, является признаком осевого вращения скопления). Но известны и бедные звездами скопления, по внешнему виду неотличимые от рассеянных (например, NGC 5053), и отнесенные к шаровым по характерным особенностям диаграммы «спектр-светимость». Двум самым ярким шаровым скоплениям присвоены обозначения омега Центавра и 47 Тукана как обычным звездам, поскольку благодаря значительному видимому блеску, они хорошо видны невооруженным глазом, но только в южных странах. А в средних широтах северного полушария для невооруженного глаза доступны, хотя и с трудом, только два – в созвездиях Стрельца и Геркулеса. (см. рис.№4)
Шаровых скоплений в Галактике в настоящее время известно около 150, но очевидно, что это только небольшая часть из существующих на самом деле (полное их число оценивается примерно в 400-600). Их распределение по небесной сфере неравномерное - они сильно концентрируются к галактическому центру, образуя вокруг него протяженное гало. Примерно половина из них расположена не дальше 30 градусов от видимого центра Галактики (в Стрельце), т.е. в области, площадь которой составляет лишь на 6% от всей площади небесной сферы. Такое распределение является следствием особенностей обращения шаровых скоплений вокруг центра Галактики, характерное для объектов сферической подсистемы - по сильно вытянутым орбитам. Один раз за период (10 8 -10 9 лет) шаровое скопление проходит через плотные центральные области Галактики и её диск, что способствует "выметанию" межзвездного газа из скопления (наблюдения подтверждают, что газа в этих скоплениях очень мало). Некоторые шаровые скопления находятся так далеко от центра Галактики, что их можно отнести к межгалактическим.
Диаграмма "спектр-светимость" у шаровых скоплений имеет характерную форму из-за отсутствия массивных звезд на ветви главной последовательности. Это свидетельствует о значительном возрасте шаровых скоплений (10-12 млрд. лет, т.е. они, формировались одновременно с образованием самой Галактики) - за такое время запасы водорода исчерпываются у звезд с массой, близкой к солнечной, и они покидают главную последовательность (и чем больше начальная масса звезды - тем быстрее), образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в шаровых скоплениях самыми яркими звездами являются красные гиганты. Кроме того, в них наблюдаются переменные звезды (особенно часто - типа RR Лиры), а также - конечные продукты эволюции массивных звезд, проявляющие себя в виде рентгеновских источников разных типов. Но, в общем, в шаровых скоплениях двойные звезды встречаются редко. Следует отметить, что в других галактиках (например, в Магеллановых Облаках) найдены типичные по внешнему виду шаровые скопления, но со звездным составом небольшого возраста, и поэтому такие объекты считаются молодыми шаровыми скоплениями. Еще одна особенность шаровых скоплений - пониженное содержание тяжелых (тяжелее гелия) элементов в атмосферах входящих в них звезд. По сравнению с их содержанием в Солнце звезды шаровых скоплений обеднены этими элементами в 5-10 раз, а в некоторых скоплениях - до 200 раз. Эта особенность характерна для объектов сферической составляющей Галактики и также связана с большим возрастом скоплений - их звезды формировались из первичного газа, в то время как Солнце было образовано значительно позже и содержит в себе тяжелые элементы, образованные ранее проэволюционировавшими звездами.

Рассеянные звездные скопления содержат относительно немного звезд - от нескольких десятков до нескольких тысяч, и ни о какой правильной форме здесь, как правило, уже речи не идет. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находится еще одно скопление - Гиады - группа слабых звезд вокруг яркого Альдебарана.
Рассеянных звездных скоплений известно около 1200, но считается, что их в Галактике их гораздо больше (порядка 20 тысяч). Они также распределены по небесной сфере неравномерно, но, в отличие от шаровых скоплений, сильно концентрируются к плоскости Галактики, поэтому практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути, и в основном удалены не более 2 кпк от Солнца (см.рис.№5). Этим фактом объясняется, почему наблюдается столь малая доля из общего количества скоплений - многие из них слишком далеки и теряются на фоне высокой звездной плотности Млечного Пути, или скрыты поглощающими свет газово-пылевыми облаками, также сосредоточенными в галактической плоскости. Как и другие объекты диска Галактики, рассеянные скопления обращаются вокруг галактического центра по орбитам, близким к круговым. Диаметры рассеянных скоплений от 1.5 пк до 15-20 пк, а концентрация звезд составляет от 1 до 80 на 1 пк 3 . Как правило, скопления состоят из относительно плотного ядра и более разряженной кроны. Среди рассеянных скоплений известны двойные и кратные, т.е. группы, характеризуемые их пространственной близостью и сходными собственными движениями и лучевыми скоростями.
Главное отличие рассеянных скоплений от шаровых - большое разнообразие диаграмм "спектр-светимость" у первых, вызванное различиями их возрастов. Самым молодым скоплениям - около 1 млн. лет, самым старым - 5-10 млрд. Поэтому и звездный состав рассеянных скоплений отличается разнообразием - в них встречаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, переменные различных типов - вспыхивающие, цефеиды и т.д. Химический состав звезд, входящих в рассеянные скопления, достаточно однороден, и в среднем содержание тяжелых элементов близко к солнечному, что типично для объектов диска Галактики.
Другая особенность рассеянных скоплений - что они нередко бывают видны совместно с газовопылевой туманностью - остатком облака, из которого звезды этого скопления когда-то образовались. Звезды могут разогревать или освещать "свою" туманность, делая ее видимой. Известные всем Плеяды (см. фото) тоже погружены в голубую холодную туманность. В галактике рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых облаков. В спиральных галактиках, таких, как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики, и молодые скопления служат неплохими индикаторами спиральной структуры, поскольку за время, прошедшее с момента формирования, они не успевают удалиться от спиральных ветвей, в которых это формирование происходит.
и т.д.................

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Размещено на http://www.allbest.ru/

Контрольная работа

на тему: «Природа звезд»

студента группы

Матаева Бориса Николаевича

г. Тюмень 2010

Природа звезд

"Нет ничего более простого, чем звезда" (А. Эддингтон, 1926)

Основу этой темы составляют сведения по астрофизике (физике Солнца, гелиобиологии, физике звезд, теоретической астрофизике), небесной механике, космогонии и космологии.

Введение

Глава 1. Звезды. Виды звезд.

1.1 Нормальные звезды

1.2 Гиганты и карлики

1.3 Жизненный цикл звезды

1.4 Пульсирующие переменные звезды

1.5 Неправильные переменные звезды

1.6 Вспыхивающие звезды

1.7 Двойные звезды

1.8 Открытие двойных звезд

1.9 Тесные двойные звезды

1.10 Звезда переливается через край

1.11 Нейтронные звезды

1.12 Крабовидная туманность

1.13 Наименование Сверхновых

Глава 2. Физическая природа звезд.

2.1 Цвет и температура звезд

2.2 Спектры и химический состав звезд

2.3 Светимости звезд

2.4 Радиусы звезд

2.5 Массы звезд

2.6 Средние плотности звезд

Заключение

Список использованных источников

Глоссарий

Введение

С точки зрения современной астрономии звезды являются небесными телами, подобными Солнцу. Они удалены от нас на огромные расстояния и поэтому воспринимаются нами, как крошечные точки, видимые на ночном небе. Звезды различны по своей яркости и размерам. Некоторые из них имеют те же размеры и яркость, что и наше Солнце, другие весьма сильно отличаются от них по этим параметрам. Существует сложная теория внутренних процессов в звездном веществе, и астрономы утверждают, что могут на ее основании подробно объяснить происхождение, историю и гибель звезд.

Глава 1. Звезды. Виды звезд

3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают.

Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд).

Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли 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 тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживать ее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет.

Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.

1.1 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 звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие - это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые.

Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более, чем Е миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можно 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. вселенная звезда эволюция

Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, это не зависит от массы звезды.

Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальная величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет около одной двенадцатой массы Солнца.

1.2 Гиганты и карлики

Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.

В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.

Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран - глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. 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 размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами.

Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта - например, Бетельгейзе в Орионе - в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”.

Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадиях своей жизни, и гигант может, в конце концов, превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

1.3 Жизненный цикл звезды

Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет энергию за счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце и звезды меняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времени определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо.

К правильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными).

Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.

1.4 Пульсирующие переменные звезды

Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, примерно так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так по звезде Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе 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 обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии своего существования, они вот-вот полностью сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь 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 находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки. Их свойства, как и свойства, цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.

1.5 Неправильные переменные звезды

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.

Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.

1.6 Вспыхивающие звезды

Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существенно повлиять на яркость Солнца. Для некоторых 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 звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.

1.7 Двойные звезды

Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как ТОЧКА опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто - двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже большие.

Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

1.8 Открытие двойных звезд

Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положения.

Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров. Спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими Нелями - так называемыми линиями поглощения. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явление называется эффектом Доплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результате линии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная.

Если оба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу.

Измерение скоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд - это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

1.9 Тесные двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу.

Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку, в конечном счете все звезды разбухнут, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы - явление нередкое.

1.10 Звезда переливается через край

Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет 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 гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего, это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее, количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В.

1.11 Нейтронные звезды

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на атом не остановится. Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны, способные прилегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханной громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки.

1.12 Крабовидная туманность

Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманность, обязана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляющее имя не совсем соответствует этому странному объекту. Теперь мы знаем, что туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ее возраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хабблом, измерившим скорость ее расширения и обратившим внимание на совпадение ее положения на небе со старинными китайскими записями. Она имеет форму овала с неровными краями; красноватые и зеленоватые нити светящегося газа видны на фоне тусклого белого пятна. НИТИ СВЕТЯЩЕГОСЯ газа напоминают сеть, наброшенную на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся по спиралям в сильном магнитном поле. Туманность является также интенсивным источником радиоволн и рентгеновских лучей. Когда астрономы осознали, что пульсары - это нейтрон сверхновых, им стало ясно, что искать пульсары надо именно в таких остатках типа Крабовидной туманности. В 1969 г. 6ыло обнаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически излучает радиоимпульсы, а также рентгеновские сигналы каждые 33 тысячных доли секунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но она постепенно понижается. Те пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намного старше пульсара Крабовидной туманности.

1.13 Наименование Сверхновых

Хотя современные астрономы не были свидетелями сверхновой в нашей Галактике, им удалось наблюдать, по крайней мере, второе по интересу событие - сверхновую в 1987 г. в Большом Магеллановом облаке, ближней галактике, видимой в южном полушарии. Сверхновой дали имя ЯХ 1987А. Сверхновые именуются годом открытия, за которым следует заглавная латинская буква в алфавитном порядке, соответственно последовательности находок, БХ это сокращение от ~сверхновая~. (Если за тд их открыто более 26, следуют обозначения АА, ВВ и т.д.)

Глава 2. Физическая природа звезд

Мы уже знаете, что звезды -- это далекие солнца, по этому, изучая природу звезд, мы будем сравнивать их физические характеристики с физическими характеристиками Солнца.

Звезды - пространственно-обособленные, гравитационно-связанные, непрозрачные для излучения массы вещества в интервале от 10 29 до 10 32 кг (0,005-100 М ¤), в недрах которых в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Классификация звезд в зависимости от их основных физических характеристик отражена в таблице 1.

Таблица 1

Классы звезд		Размеры R¤	Плотность г/см 3	Светимость L¤	Время жизни, лет	% общего числа звезд	Особенности
Ярчайшие сверхгиганты							Тяготение описывается законами классической механики Ньютона; давление газа описывается основными уравнениями молекулярно-кинетической теории; выделение энергии зависит от температуры в зоне термоядерных реакций протон-протонного и азотно-углеродного циклов
Сверхгиганты
Яркие гиганты
Нормальные гиганты
Субгиганты
Нормальные звезды
Красные
Белые карлики							Конечные этапы эволюции нормальных звезд. Давление определяется плотностью электронного газа; энерговыделение не зависит от температуры
Нейтронные звезды		8-15 км (до 50 км)					Конечные этапы эволюции звезд-гигантов и субгигантов. Тяготение описывается законами ОТО, давление неклассическое

Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 10 4 м до 10 12 м. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант е Возничего А имеет размеры в 2700 R¤ - 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф- 475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры 10 - 15 км (рис. 1).

Рис. 1. Относительные размеры некоторых звезд, Земли и Солнца

Быстрое вращение вокруг своей оси и притяжение близких массивных космических тел нарушает сферичность формы звезд, "сплющивая" их: звезда R Кассиопеи имеет форму эллипса, её полярный диаметр составляет 0,75 экваториального; в тесной двойной системе W Большой Медведицы компоненты приобрели яйцевидную форму.

2.1 Цвет и температура звезд

Во время наблюдений звездного неба вы могли заметить, что цвет звезд различен. Подобно тому как по цвету раскаленного металла можно судить о его температуре, так цвет звезды свидетельствует о температуре ее фотосферы. Вы знаете, что между максимальной длиной волны излучения и температурой существует определенная зависимость у различных звезд максимум излучения приходится на разные длины волн. Например, наше Солнце -- желтая звезда. Такого же цвета Капелла, температура которой около 6000 о К. Звезды, имеющие температуру 3500-4000 o К, красноватого цвета (Альдебаран). Температура красных звезд (Бетельгейзе) примерно 3000 о К. Самые холодные из известных в настоящее время звезд имеют температуру менее 2000 о К. Такие звезды доступны наблюдениям в инфракрасной части спектра.

Известно много звезд более горячих, чем Солнце. К ним относятся, например, белые звезды (Спика, Сириус, Вега). Их температура порядка 10 4 - 2х10 4 К. Реже встречаются голубовато-белые, температура фотосферы которых 3х10 4 -5х10 4 К. В недрах звезд температура не менее 10 7 К.

Температура видимой поверхности звезд составляет от 3000 К до 100000 К. Недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, e Возничего А - 1600 К.

2.2 Спектры и химический состав звезд

Важнейшие сведения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.

Сходные между собой спектры звезд сгруппированы в семь основных спектральных классов. Они обозначаются прописными буквами латинского алфавита:

О-В-А-F-G-K-M

и располагаются в такой последовательности, что при пере ходе слева направо цвет звезды меняется от близкого к голубому (класс О), белому (класс А), желтому (класс О), красному (класс М). Следовательно, в том же направлении от класса к классу происходит убывание температуры звезд.

Таким образом, последовательность спектральных классов отражает различие цвета и температуры звезд, Внутри каждого класса существует разделение еще на десять подклассов. Например, спектральный класс F имеет такие под классы:

F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fб-F7-F8-F9

Солнце относится к спектральному классу G2.

В основном атмосферы звезд имеют сходный химический состав: самыми распространенными элементами в них, как и на Солнце, оказались водород и гелий. Разнообразие звездных спектров объясняется прежде всего тем, что звезды имеют разную температуру. От температуры зависит физическое состояние, в котором находятся атомы вещества в звездных атмосферах по виду спектра, при невысоких температурах (красные звезды) в атмосферах звезд могут существовать нейтральные атомы и даже простейшие молекулярные соединения (С 2 , СN, ТiО, ZrO и др.). В атмосферах очень горячих звезд преобладают ионизованные атомы.

Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава.

Рис. 35. Основные спектральные классы звезд

Спектральный анализ звездного излучения свидетельствует о сходстве их состава с химическим составом Солнца и об отсутствии неизвестных на Земле химических элементов. Различия во внешнем виде спектров различных классов звезд свидетельствуют о различиях их физических характеристик. Температура, наличие и скорость вращения, напряженность магнитного поля и химический состав звезд определяются на основе прямых спектральных наблюдений. Законы физики позволяют сделать выводы о массе звезд, их возрасте, внутреннем строении и энергетике, подробно рассмотреть все этапы эволюции звезд.

Почти все спектры звезд являются спектрами поглощения. Относительное количество химических элементов является функцией температуры.

В настоящее время в астрофизике принята единая классификация звездных спектров (табл. 2). По особенности спектров: наличию и интенсивности атомарных спектральных линий и молекулярных полос, цвету звезды и температуре ее излучающей поверхности звезды разделены на классы, обозначаемые буквами латинского алфавита:

W - O - B - F - G - K - M

Каждый класс звезд разделяется на десять подклассов (А0...А9).

Спектральные классы от О0 до F0 называются "ранними"; от F до М9 - "поздними". Некоторые ученые относят звезды классов R, N к классу G. Ряд звездных характеристик обозначается дополнительными маленькими буквами: у звезд-гигантов перед указанием класса ставится буква "g", у звезд-карликов - буква "d", у сверхгигантов - "с", у звезд с линиями излучения в спектре - буква "е", у звезд с необычными спектрами - "р" и т. д. Современные звездные каталоги содержат спектральные характеристики сотен тысяч звезд и их систем.

W ѕ O ѕ B ѕ A ѕ F ѕ G ѕ K ѕ M ......... R ... N .... S

Таблица 2.Спектральная классификация звезд

	Температура, К		Характерные спектральные линии	Типичные звезды
			Звезды типа Вольфа-Райе с линиями излучения в спектре	S Золотой Рыбы
		голубовато-белые	Линии поглощения Не + , N + , He, Mg + , Si ++ , Si +++ (знак + означает степень ионизации атомов данного химического элемента)	z Кормы, l Ориона, l Персея
		бело-голубые	Линии поглощения Не + , He, Н, О + , Si ++ усиливаются к классу А; заметны слабые линии Н, Са +	e Ориона, a Девы, g Ориона
			Линии поглощения Н, Са + интенсивны и усиливаются к классу F, появляются слабые линии металлов	a Большого Пса, a Лиры, g Близнецов
		желтоватые	Линии поглощения Са + , Н, Fe + кальция и металлов усиливаются к классу G. Возникают и усиливаются линия кальция 4226A и полоса углеводорода	d Близнецов, a Малого Пса, a Персея
			Линии поглощения кальция Н и Са + интенсивны; линия 4226A и линия железа довольно интенсивны; многочисленны линии металлов; линии водорода слабеют; интенсивна полоса G	Солнце, a Возничего
		оранжевые	Линии поглощения металлов, Са + , 4226A интенсивны; линии водорода мало заметны. С подкласса К5 наблюдаются полосы поглощения окиси титана TiO	a Волопаса, b Близнецов, a Тельца
		Линии поглощения Са + , многих металлов и полосы поглощения молекул углерода	R Северной Короны
		Мощные полосы поглощения молекул окиси циркония (ZrO)
		Полосы поглощения молекул углерода С 2 и циана СN
			Мощные полосы поглощения молекул окиси титана TiO, VO и других молекулярных соединений. Заметны линии поглощения металлов Са + , 4226A ; полоса G слабеет	a Ориона, a Скорпиона, o Кита, Проксима Центавра
		Планетарные туманности
		Новые звезды

Таблица 3. Усредненные характеристики звезд основных спектральных классов, находящихся на главной последовательности (арабские цифры - десятичные подразделения внутри класса): S p - спектральный класс, M b - абсолютная болометрическая звездная величина, T эф - эффективная температура, M, L, R - соответственно масса, светимость, радиус звезд в солнечных единицах, t m - время жизни звезд на главной последовательности:

2.3 Светимости звезд

Светимость звезд - количество энергии, излучаемое их поверхностью в единицу времени - зависит от скорости выделения энергии и определяется законами теплопроводности, размерами и температурой поверхности звезды. Разность в светимости может достигать 250000000000 раз! Звезды большой светимости называют звездами-гигантами, звезды малой светимости - звездами-карликами. Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет в созвездии Стрельца - 10000000 L¤ ! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0,000055 L¤ .

Звезды, как и Солнце, излучают энергию в диапазоне всех длин волн электромагнитных колебаний. Вы знаете, что светимость (L) характеризует общую мощность излучения звезды и представляет одну из важнейших ее характеристик. Светимость пропорциональна площади поверхности (фотосферы) звезды (или квадрату радиуса R) и четвертой степени эффективной темпера туры фотосферы (Т), т. е.

L = 4ПR 2 оT 4 . (45)

Формула, связывающая абсолютные звездные величины и светимости звезд, аналогична известному вам соотношению между блеском звезды и ее видимой звездной величиной, т. е.

L 1 /L 2 = 2,512 (M 2 - M 1) ,

где L 1 и L 2 -- светимости двух звезд, а М 1 и М 2 -- их абсолютные звездные величины.

Если в качестве одной из звезд выбрать Солнце, то

L/L о = 2,512 (Мо - М) ,

где буквы без индексов относятся к любой звезде, а со значком о к Солнцу.

Принимая светимость Солнца за единицу (Lо = 1), получим:

L = 2.512 (Мо - M)

lg L = 0.4 (Мо - M). (47)

По формуле (47) можно вычислить светимость любой звезды, у которой известна абсолютная звездная величина.

Звезды имеют различную светимость. Известны звезды, светимости которых в сотни и тысячи раз превосходят светимости Солнца. Например, светимость а Тельца (Альдебаран) почти в 160 раз больше светимости Солнца (L = 160Lо); светимость Ригеля (в Ориона) L = 80000Lо

У подавляющего большинства звезд светимости сравнимы со светимостью Солнца или меньше ее, например, светимость звезды, известной под названием Крюгер 60А, L = 0,006 Lо.

2.4 Радиусы звезд

Используя самую современную технику астрономических наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь нескольких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула (45). Если известна светимость L и эффективная температура Т звезды, то, используя формулу (45), можно вычислить радиус звезды R, ее объем и площадь фотосферы.

Определив радиусы многих звезд, астрономы убедились в том, что существуют звезды, размеры которых резко отличаются от размеров Солнца. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы в сотни раз превосходят радиус Солнца. Например, радиус звезды а Скорпиона (Антарес) не менее чем в 750 раз превосходит солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус Солнца, Называются гигантами. Звезды, по размерам близкие к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся к карликам. Среди карликов есть звезды, которые меньше Земли или даже Луны. Открыты звезды и еще меньших размеров.

2.5 Массы звезд

Масса звезды -- одна из важнейших ее характеристик. Массы звезд различны. Однако, в отличие от светимостей и размеров, массы звезд заключены в сравнительно узких пределах: самые массивные звезды обычно лишь в десятки раз превосходят Солнце, а наименьшие массы звезд порядка 0,06 Мо. Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд; обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды.

2.6 Средние плотности звезд

Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10 -6 г/см 3 до 10 14 г/см 3 - в 10 20 раз! Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10 -3 кг/м 3 . Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х10 7 кг/м 3 . В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (10 10 - 10 11 кг/м 3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.

Заключение

1. Звезды - отдельный самостоятельный тип космических тел, качественно отличающийся от других космических объектов.

2. Звезды - один из наиболее распространенных (возможно, наиболее распространенный) тип космических тел.

3. Звезды сосредотачивают в себе до 90% видимого вещества в той части Вселенной, в которой мы живем и которая доступна нашим исследованиям.

4. Все основные характеристики звезд (размеры, светимость, энергетика, время "жизни" и конечные этапы эволюции) взаимозависимы и определяются значением массы звезд.

5. Звезды почти целиком состоят из водорода (70-80%) и гелия (20-30%); доля всех остальных химических элементов составляет от 0,1% до 4%.

6. В недрах звезд происходят термоядерные реакции.

7. Существование звезд обусловлено равновесием сил тяготения и лучевого (газового) давления.

8. Законы физики позволяют рассчитывать все основные физические характеристики звезд на основе результатов астрономических наблюдений.

9. Основным, наиболее продуктивным методом исследования звезд является спектральный анализ их излучения.

Список литературы

1. Е. П. Левитан. Учебник Астрономии для 11 кл., 1998 г.

2. Материалы с сайта http://goldref.ru/

Глоссарий

Телескопы, предназначенные для проведения фотографических наблюдений, называются астрографами. Преимущества астрофотографии перед визуальными наблюдениями: интегральности - способности фотоэмульсии постепенно накапливать световую энергию; моментальности; панорамности; объективности - на нее не влияют личные особенности наблюдателя. Обычная фотоэмульсия более чувствительна к сине-фиолетовому излучению, но в настоящее время астрономы применяют при съемке космических объектов фотоматериалы, чувствительные к различным частям спектра электромагнитных волн, не только к видимым, но и к инфракрасным и ультрафиолетовым лучам. Чувствительность современных фотоэмульсий составляет десятки тысяч единиц ISO. Широкое применение получили киносъемка, видеозапись, применение телевидения.

Астрофотометрия - один из основных методов астрофизических исследований, определяющий энергетические характеристики объектов путем измерения энергии их электромагнитного излучения. Основными понятиями астрофотометрии являются:

Блеск небесного светила - это освещенность, создаваемая им в точке наблюдения:,

где L - полная мощность излучения (светимость) светила; r - расстояние от светила до Земли.

Для измерения блеска в астрономии используют особую единицу измерения - звездную величину. Формула перехода от звездных величин к единицам освещенности, принятым в физике:

где m - видимая звездная величина светила.

Звездная величина (m) - это условная (безразмерная) величина испускаемого светового потока, характеризующая блеск небесного светила, выбранная таким образом, что интервал в 5 звездных величин соответствует изменению блеска в 100 раз. Одна звездная величина отличается в 2,512 раз. Формула Погсона связывает блеск светил с их звездными величинами:

Определяемая звездная величина зависит от спектральной чувствительности приемника излучения: визуальная (m v) определяется прямым наблюдениями и отвечает спектральной чувствительности человеческого глаза; фотографическая (m р) определяется измерением освещенности светилом на фотопластинке, чувствительной к сине-фиолетовым и ультрафиолетовым лучам; болометрическая (m в) отвечает полной, просуммированной по всему спектру излучения, мощности излучения светила. Для протяженных, имеющих большие угловые размеры объектов определяется интегральная (общая) звездная величина, равная сумме блеска его частей.

Для сравнения энергетических характеристик космических объектов, удаленных на разные расстояния от Земли, ведено понятие абсолютной звездной величины.

Абсолютная звездная величина (М) - звездная величина, которой обладало бы светило на расстоянии 10 парсек от Земли: , где p - параллакс светила, r - расстояние от светила. 10 пк = 3,086Ч 10 17 м.

Абсолютная звездная величина ярчайших звезд-сверхгигантов около -10 m .

Абсолютная звездная величина Солнца + 4,96 m .

Светимость (L) - количество энергии, излучаемой поверхностью светила в единицу времени. Светимость звезд выражается в абсолютных (энергетических) единицах или в сравнении со светимостью Солнца (L¤ или LД). L ¤ = 3,86Ч 10 33 эрг/с.

Светимость светил зависит от их размеров и температура излучающей поверхности. В зависимости от приемников излучения различают визуальную, фотографическую и болометрическую светимость светил. Светимость связана с видимой и абсолютной звездной величиной светил:

Коэффициент А(r) учитывает поглощение света в межзвездной среде.

О светимости космических тел можно судить по ширине спектральных линий.

Светимость космических объектов тесно связана с их температурой: , где R * - радиус светила, s - постоянная Стефана-Больцмана, s = 5,67Ч 10 -8 Вт/м 2Ч К 4 .

Так как площадь поверхности шара, а по уравнению Стефана-Больцмана, .

По светимости звезд можно определить их размеры:

По светимости звезд можно определить массу звезд:

Протозвезда - звезда в самой ранней стадии образования, когда в межзвездном облаке возникает уплотнение, но ядерные реакции внутри нее еще не начались.

Звездная величина - характеристика видимого блеска звезд. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба - Сириус - минус 1.5.

Галактика - огромная вращающаяся звездная система.

Периастр - точка максимального сближения обеих звезд двойной системы.

Спектрограмма - постоянная регистрация спектра, получаемая фотографически или в цифровой форме при помощи электронного детектора.

Эффективная температура - мера выделения энергии объектом (в частности, звездой), определенная как температура абсолютно черного тела, имеющего такую же полную светимость, что и наблюдаемый объект. Эффективная температура является одной из физических характеристик звезды. Поскольку спектр нормальной звезды подобен спектру абсолютно черного тела, эффективная температура является хорошим показателем температуры ее фотосферы.

Малое Магелланово Облако (ММО) - один из спутников нашей Галактики.

Парсек - единица расстояния, используемая в профессиональной астрономии. Она определяется как расстояние, на котором объект имел бы годичный параллакс, равный одной дуговой секунде. Один парсек эквивалентен 3,0857 * 10 13 км, 3,2616 световых лет или 206265 а.е.

Параллакс - изменение относительного положения объекта при рассмотрении его с разных точек зрения.

Шаровое звездное скопление - плотное скопление сотен тысяч или даже миллионов звезд, форма которого близка к сферической.

Звездный интерферометр Майкельсона - cерия интерферометрических приборов, построенных A.A. Майкельсоном (1852-1931) для измерения диаметров звезд, которые не могут быть измерены непосредственно с помощью наземных телескопов.

Прямое восхождение (RA) - одна из координат, используемых в экваториальной системе для определения положения объектов на небесной сфере. Представляет собой эквивалент долготы на Земле, но измеряется в часах, минутах и секундах времени в восточном направлении от нулевой точки, в качестве которой принято пересечение небесного экватора и эклиптики, известное как первая точка Овна. Один час прямого восхождения эквивалентен 15 дуговым градусам; это кажущийся угол, который из-за вращения Земли небесная сфера проходит за один час звездного времени.

Пульсирующий (Р) звездообразный (S) (источник) радиоизлучения (R).

Склонение (DEC) - одна из координат, определяющая положение на небесной сфере в экваториальной системе координат. Склонение - эквивалент широты на Земле. Это угловое расстояние, измеряемое в градусах, к северу или югу от небесного экватора. Северное склонение положительно, а южное - отрицательно.

Полость Роша - область пространства в системах двойных звезд, ограниченная поверхностью в форме "песочных часов", на которой лежат точки, где силы гравитации обоих компонентов, действующие на небольшие частицы вещества, равны между собой.

Точки Лагранжа - точки в орбитальной плоскости двух массивных объектов, вращающихся вокруг общего центра тяжести, где частица с пренебрежимо малой массой может оставаться в равновесном положении, т.е. неподвижной. Для двух тел, находящихся на круговых орбитах, имеется пять таких точек, но три из них неустойчивы к малым возмущениям. Две оставшиеся, расположенные на орбите менее массивного тела на угловом расстоянии в 60° по обе стороны от него, устойчивы.

Прецессия - равномерное периодическое движение оси вращения свободно вращающегося тела, когда на него действует вращающий момент, возникающий из-за внешних гравитационных влияний.

Размещено на Allbest.ru

Подобные документы

События в области астрономии с древнейших времён и до наших дней. Классификация звёзд, их основные характеристики: масса, светимость, размер, химический состав. Зависимость между звёздными параметрами, диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, эволюция звезды.

курсовая работа , добавлен 12.03.2010


Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.

контрольная работа , добавлен 23.04.2007


Эволюция взглядов о рождении звёзд. Из чего образуются звёзды? Жизнь черного облака. Облако становится звёздой. сновные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звёзд. Спектры звёзд и их химический состав. Температура и масса.

курсовая работа , добавлен 05.12.2002


Карта звездного неба. Ближайшие звезды. Ярчайшие звезды. Крупнейшие звезды нашей Галактики. Спектральная классификация. Звездные ассоциации. Эволюция звезд. Диаграммы Герцшпрунга – Рессела шаровых скоплений.

реферат , добавлен 31.01.2003


Происхождение звезд, их движение, светимость, цвет, температура и состав. Скопление звезд, звезды-гиганты, белые и нейтронные карлики. Расстояние от нас до звезд, их возраст, способы определения астрономических расстояний, фазы и этапы эволюции звезды.

реферат , добавлен 08.06.2010


Жизненный путь звезды и ее основные характеристики и разнообразие. Изобретение мощных астрономических приборов. Классификация звезд по физическим характеристикам. Двойные и переменные звезды и их отличия. Диаграмма спектр-светимости Герцшпрунга-Рассела.

реферат , добавлен 18.02.2010


Состав межзвёздного пространства Вселенной. Жизненный путь звезды: возникновение в космическом пространстве, типы звёзд по цвету и температуре. Белые карлики и чёрные дыры, сверхновые образования как эволюционные формы существования звёзд в галактике.

презентация , добавлен 25.05.2015


Температура поверхности нашего желтого Солнца. Спектральные классы звезд. Процесс зарождения звезды. Уплотнение до начала Главной последовательности. Превращение ядра водорода в ядро гелия. Образование сверхновой и нейтронной звезды. Граница черной дыры.

реферат , добавлен 02.09.2013


Понятие светимости, ее особенности, история и методика изучения, современное состояние. Определение степени светимости звезд. Сильные и слабые по светимости звезды, критерии их оценивания. Спектр звезды и его определение с помощью теории ионизации газов.

реферат , добавлен 12.04.2009


Звёзды - небесные тела, которые, подобно нашему Солнцу, светятся изнутри. Строение звезд, его зависимость от массы. Сжатие звезды, которое приводит к повышению температуры в ее ядре. Срок жизни звезды, ее эволюция. Ядерные реакции горения водорода.

Космос - звезды и планеты, галактики и туманности — огромный загадочный мир, понять который с древних времен хотят люди. Сначала астрология, а затем и астрономия стремились познать законы протекающей на его просторах жизни. Сегодня можно смело говорить, что нам известно многое, но внушительная часть процессов и явлений имеет лишь предположительное объяснение. Физическая природа звезд — один из широко обсуждаемых вопросов в астрономии. Сегодня в целом картина ясна, однако остаются и пробелы в наших знаниях о небесных светилах.

Бесчисленное количество

Любая звезда представляет собой газовый шар, постоянно испускающий свет. Силы гравитации и внутреннего давления предотвращают его разрушение. Физическая природа звезд такова, что в ее недрах постоянно протекают Они прекращаются лишь на определенных стадиях развития светила, о чем будет сказано ниже.

При хороших погодных условиях и отсутствии искусственного освещения на небе можно разглядеть до 3000 тысяч звезд в каждом полушарии. Однако это лишь малая часть того количества, что наполняет космос. Самая близкая к нам звезда — это Солнце. Изучая его поведение, ученые очень многое узнают о светилах вообще. Наиболее близкая звезда вне Солнечной системы — Проксима Центавра. Ее отделяет от нас примерно 4,2

Параметры

Наука о звездах знает сегодня достаточно, чтобы понимать, как влияют на их эволюцию основные характеристики. Наиболее важными параметрами для любого светила являются масса и состав. Они определяют продолжительность существования, особенности прохождения разных этапов и все прочие характеристики, например, спектр, размер, блеск. Однако в силу огромного расстояния, отделяющего нас от всех звезд, кроме Солнца, не всегда есть возможность получить точные данные о них.

Масса

В современных условиях более или менее точные данные о массе звезд можно получить только в том случае, если они являются компаньонами двойной системы. Однако и такие вычисления дают достаточно высокую погрешность — от 20 до 60%. Для остальных звезд масса вычисляется косвенно. Ее выводят из различных известных соотношений (например, масса — светимость).

Физическая природа звезд с изменением этого параметра остается прежней, но многие процессы начинают течь в несколько иной плоскости. Масса непосредственно влияет на тепловое и механическое равновесие всего Чем она больше, тем значительнее газовое давление и температура в центре звезды, а также количество вырабатываемой термоядерной энергии. Для поддержания теплового равновесия светило должно излучить столько же, сколько образовалось в его недрах. Для этого происходит изменение диаметра звезды. Подобные изменения продолжаются, пока не установятся оба типа равновесия.

Химический состав

Основа звезды — это водород и гелий. Кроме них, в состав в разном соотношении входят и более тяжелые элементы. «Полный набор» свидетельствует о возрасте и поколении светила, указывает на некоторые другие его свойства.

Процентное содержание более тяжелых элементов крайне мало, однако именно они влияют на скорость протекания термоядерного синтеза. Его замедление и ускорение отражается на яркости, цвете и светила. Знание химического состава звезды позволяет без труда определить время ее образования.

Рождение звезды

Процесс формирования светил еще недостаточно изучен. Полному пониманию картины мешают огромные расстояния и невозможность непосредственного наблюдения. Однако сегодня существует общепринятая концепция, описывающая рождение звезды. Кратко остановимся на ней.

По-видимому, светила образуются из межзвездного газа, сжимающегося под действием собственной гравитации. При этом энергия тяготения преобразуется в тепло — растет температура сформировавшейся глобулы. Завершается этот процесс, когда ядро разогревается до нескольких миллионов Кельвинов и запускается образование более тяжелых, чем водород, элементов (нуклеосинтез). Такой звезда остается достаточно длительное время, располагаясь на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Красный гигант

Следующий этап эволюции начинается после исчерпания ядром всего топлива. Весь водород в центре звезды превращается в гелий и его горение продолжается во внешних оболочках светила. Космическое тело начинает изменяться. Увеличивается его светимость, внешние слои расширяются, а внутренние, наоборот, сжимаются, временно снижается яркость, падает температура поверхности. Звезда сходит с Главной последовательности и становится красным гигантом. В таком состоянии светило проводит гораздо меньшее время своей жизни, чем на предыдущей стадии.

Необратимые изменения

Вскоре (по космическим меркам) ядро снова начинает сжиматься, не выдерживая собственного веса. Возрастающая температура при этом стимулирует начало синтеза из гелия более тяжелых элементов. На таком топливе звезда также может просуществовать достаточно долго. Дальнейшие события зависят от первоначальных параметров светила. Массивные звезды проходят еще несколько стадий, когда в качестве топлива начинает выступать сначала углерод (образовался из гелия), а затем кремний (образовался из углерода). В результате переработки последнего образуется железо. К этому моменту наступает завершающая стадия жизни звезды, когда она может преобразоваться в нейтронную. Однако большинство светил после выгорания всего водорода в красном гиганте превращаются в белых карликов.

Не такие уж новые

Нужно заметить, что не всякая яркая звезда, внезапно загоревшаяся на небе, является «новорожденной». Как правило, это так называемая переменная — светило, чей блеск со временем изменяется. Объекты, обозначаемые в астрономии как «новая звезда», также не относятся к только что появившимся телам. Они относятся к катаклизмическим переменным, достаточно резко меняющим свой блеск. Однако сверхновые их в этом значительно опережают: амплитуда изменения у них может составлять до 9 величин. Впрочем, оба эти типа светил — тема для отдельных статей.

Физическая природа звезд во многом сегодня понятна, хотя нет гарантии, что новые данные не опровергнут устоявшиеся теории. Принятые гипотезы и идеи доминируют в науке лишь до того момента, пока могут объяснить наблюдаемые феномены. Каждая новая звезда, обнаруженная на просторах Вселенной, выявляет астрономии. Существующее понимание космических процессов далеко в нем есть достаточно обширные пробелы, касающиеся, например, процесса формирования черных дыр, сверхновых и так далее. Однако, независимо от состояния теории, небесные светила продолжают радовать нас по ночам. В сущности, яркая звезда не перестанет быть прекрасной, если мы полностью познаем ее природу. Или же, наоборот, прекратим всякое изучение.