Учебная работа. Реферат: Звезды

Учебная работа. Реферат: Звезды

Главные звездные свойства

Светимость и расстояние до звезд

До этого всего нужно осознать, что звезды, за редким исключением, наблюдаются как «точечные» источники излучения. Это значит, что их угловые размеры весьма малы. Даже в самые огромные телескопы недозволено узреть звезды в виде «настоящих» дисков. Подчеркиваю слово «настоящих», потому что благодаря чисто инструментальным эффектам, а основным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов выходит «неверное» изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска изредка бывают меньше одной секунды дуги, меж тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой толики секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большенный телескоп не быть может, как молвят астрологи, «разрешена». Это значит, что мы можем определять лишь потоки излучения от звезд в различных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает полностью надежными способами, то расстояние до звезд найти не так просто. Для сравнимо близких звезд, удаленных на расстояние, не превосходящие нескольких 10-ов парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошедшего столетия тригонометрическим способом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с различных точек земной орбиты, другими словами в различное время года. Этот способ имеет достаточно огромную точность и довольно надежен. Но для большинства остальных наиболее удаленных звезд он уже не годится: очень малые смещения положения звезд нужно определять — меньше одной сотой толики секунды дуги! На помощь приходят остальные способы, существенно наименее четкие, но тем не наименее довольно надежные. В ряде всевозможных случаев абсолютную величину звезд можно найти и конкретно, без измерения расстояния до их, по неким наблюдаемым особенностям их излучения.

Диапазоны звезд и их хим состав

Только богатую информацию дает исследование спектров звезд. Уже издавна диапазоны подавляющего большинства звезд разбиты на классы. Последовательность спектральных классов обозначается знаками O, B, A, F, G, K, M. Существующая система систематизации звездных спектров так точна, что дозволяет найти диапазон с точностью до одной десятой класса. К примеру, часть последовательности звездных спектров меж классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так дальше. Диапазон звезд в первом приближении похож на диапазон излучающего «темного» тела с некой температурой Т. Эти температуры плавненько изменяются от 40-50 тыщ градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В согласовании с сиим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть диапазона, труднодоступную для наблюдения с поверхности земли. Но в крайние десятилетия были запущены спец искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, при помощи которых оказалось вероятным изучить и ультрафиолетовое излучение.

Соответствующей индивидуальностью звездных спектров является еще наличие у их большого количества линий поглощения, принадлежащих разным элементам. Узкий анализ этих линий дозволил получить в особенности ценную информацию о природе внешних слоев звезд.

Хим состав внешних слоев звезд, откуда к нам «конкретно» приходит их излучение, характеризуется полным доминированием водорода. На втором месте находится гелий, а богатство других частей довольно невелико. Примерно га любые 10 тыщ атомов водорода приходиться тыщи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, незначительно меньше углерода и азота и всего только один атом железа. Богатство других частей совсем ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что внешние слои звезд — это огромные водородно-гелиевые плазмы с маленький примесью наиболее томных частей.

Неплохим индикатором температуры внешних слоев звезды является ее цвет. Жаркие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, схожие с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтоватыми, звезды же спектральных классов К и М — красноватые. В астрофизике имеется кропотливо разработанная и полностью беспристрастная система цветов. Она базирована на сопоставлении наблюдаемых звездных величин, приобретенных через разные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью 2-ух величин, приобретенных через два фильтра, один из которых пропускает в большей степени голубые лучи («В»), а иной имеет кривую спектральной чувствительности, схожую с человечьим глазом(«V»). техника измерений цвета звезд так высока, что по измеренному значению B-V можно найти диапазон звезды с точностью до подкласса. Для слабеньких звезд анализ цветов — единственная возможность их спектральной систематизации.

температура и масса звезд

Познание спектрального класса либо цвета звезды сходу же дает температуру ее поверхности. Потому что звезды источают примерно как полностью темные тела соответственной температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:

— неизменная Больцмана

Мощность излучения всей поверхности звезды, либо ее светимость, разумеется будет равна

( * ), где R — радиус звезды. Таковым образом, для определения радиуса звезды нужно знать ее светимость и температуру поверхности.

Нам остается найти еще одну, чуть ли не важнейшую характеристику звезды — ее массу. нужно сказать, что это создать не так то просто. А основное существует не так много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Крайние легче всего найти, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период воззвания Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который быть может записан в последующем виде:

, тут М1 и М2 — массы компонент системы, G — неизменная в законе глобального тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же понятно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно найти раздельно. К сожаления, лишь для сравнимо маленького количества двойных систем можно таковым образом найти массу каждой из звезд.

В сути говоря, астрономия не располагала и не располагает в истинное время способом прямого и независящего определения массы (другими словами не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это довольно суровый недочет нашей науки о Вселенной. Если б таковой способ существовал, прогресс наших познаний был бы существенно наиболее резвым. В таковой ситуации астрологи неразговорчиво принимаю, что звезды с схожей светимостью и цветом имеют однообразные массы. Крайние же определяются лишь для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, постоянно следует принимать с некой осторожностью.

Связь главных звездных величин

Итак, современная астрономия располагает способами определения главных звездных черт: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, хим состава и массы. Возникает принципиальный вопросец: являются ли эти свойства независящими? Оказывается, нет. До этого всего имеется многофункциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется обычной формулой ( * ) и является очевидной. вместе с сиим, но, издавна уже была найдена зависимость меж светимостью звезд и их спектральным классом (либо, что практически одно и то же,- цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большенном статистическом материале еще сначала нашего столетия выдающиеся астрологи датчанин Герцшпрунг и янки Рассел.

Звезды появляются

Межзвездный газ

Потребовалось, но, тысячелетнее развитие науки, чтоб население земли поняло обычной и вкупе с тем величавый факт, что звезды — это объекты, наиболее либо наименее похожие на солнце, но лишь отстоящие от нас на несоизмеримо огромные расстояния. Ньютон был первым, кто верно оценил расстояния до звезд. Два столетия опосля величавого британского ученого практически всеми неразговорчиво принималось, что страшенно огромных размеров место, в каком находятся звезды, есть абсолютная пустота. Только отдельные астрологи время от времени поднимали вопросец о вероятном поглощении света в межзвездной среде. Лишь в самом начале XX столетия германский астролог Гартман внушительно обосновал, что место меж звездами представляет собой никак не сказочную пустоту. Оно заполнено газом, правда, с весьма малой, но полностью определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и почти все остальные, было изготовлено при помощи спектрального анализа.

Практически половину столетия межзвездный газ исследовался основным образом методом анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, к примеру, что достаточно нередко эти полосы имеют сложную структуру, другими словами состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Любая таковая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, при этом облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит благодаря эффекту Доплера к незначимому смещению длин волн линий поглощения.

Хим состав межзвездного газа в первом приближении оказался достаточно близким к хим составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, меж тем как другие элементы мы можем разглядывать как «примеси».

Межзвездная пыль

До сего времени, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду лишь межзвездный газ. но имеется и иная компонента. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошедшем столетии дебатировался вопросец о прозрачности межзвездного места. Лишь около 1930 года с несомненностью было подтверждено, что межзведное место вправду не совершенно прозрачно. Всасывающая свет субстанция сосредоточена в достаточно узком слое около галактической плоскости. Посильнее всего поглощаются голубые и фиолетовые лучи, меж тем как поглощение в бардовых лучах сравнимо невелико.

Что все-таки это за субстанция? на данный момент уже представляется доказанным, что поглощение света обусловленно межзвездной пылью, другими словами жесткими микроскопичными частичками вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют непростой хим состав. Установлено, что пылинки имеют достаточно вытянутую форму и в некий степени «ориентируются», другими словами направления их вытянутости имеют тенденцию «выстраиваться» в данном облаке наиболее либо наименее параллельно. По данной для нас причине проходящий через узкую среду звездный свет становится отчасти поляризованным.

Обилие физических критерий

Характернейшей индивидуальностью межзвездной среды является огромное обилие имеющихся в ней физических критерий. Там имеются, во-1-х, зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются сравнимо плотные облака с концентрацией частиц газа, превосходящей несколько тыщ на кубический сантиметр, и очень разряженная среда меж тучами, где концентрация не превосходит 0,1 частички на кубический сантиметр. имеются, в конце концов, большие области, где распространяются ударные волны от взрывов звезд.

вместе с отдельными тучами как ионизированного так и неионизированного газа в Галактике наблюдаются существенно огромные по своим размерам, массе и плотности агрегаты прохладного межзвездного вещества, получившие заглавие «газово-пылевых комплексов». Для нас самым значимым будет то, что в таковых газово-пылевых комплексах происходит важный процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды.

Почему должны рождаться новейшие звезды?

издавна астрологи, в значимой степени интуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде с важным действием образования звезд из «диффузной» сравнимо разряженной газово-пылевой среды. Какие же основания есть для догадки о связи меж газово-пылевыми комплексами и действием звездообразоания? До этого всего следует выделить, что уже по последней мере с 40-х годов нашего столетия астрологам ясно, что звезды в Галактике должны безпрерывно (другими словами практически «на наших очах») создаваться из некий отменно иной субстанции. Дело в том, что к 1939 году было установлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрах звезд ядерный синтез. Грубо говоря, подавляющие большая часть звезд источают поэтому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежных шагов в одну альфа-частицу. Потому что масса 1-го протона (в атомных единицах) равна 1,0081, а масса ядра гелия (альфа-частицы) равна 4,0039, то излишек массы, равный 0,007 атомной единицы на протон, должен выделиться как энергия. Тем определяется припас ядерной энергии в звезде, которая повсевременно тратится на излучение. В самом подходящем случае чисто водородной звезды припаса ядерной энергии хватит не наиболее, чем на 100 миллионов лет, в то время как в настоящих критериях эволюции время жизни звезды оказывается на порядок меньше данной для нас очевидно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет — жалкий срок для эволюции нашей Галактики, возраст которой никак не меньше чем 10 млрд лет. Возраст мощных звезд уже соизмерим с годами населения земли на Земле! означает звезды (по последней мере, мощные с высочайшей светимостью) никак не могут быть в Галактике «вначале», другими словами с момента ее образования. Оказывается, что раз в год в Галактике «погибает» по наименьшей мере одна звезда. Означает, для того, чтоб «звездное племя» не «выродилось», нужно, чтоб столько же звезд в среднем создавалось в нашей Галактике любой год. Для того, чтоб в течении долгого времени (исчисляемыми млрд лет) Галактика сохраняла бы постоянными свои главные индивидуальности (к примеру, распределение звезд по классам, либо, что фактически одно и тоже, по спектральным классам), нужно, чтоб в ней автоматом поддерживалось динамическое равновесие меж рождающимися и «гибнущими» звездами. Тут Галактика похожа на первобытный лес, состоящий из деревьев разных видов и возрастов, при этом возраст деревьев еще меньше возраста леса. Имеется, правда, одно принципиальное различие меж Галактикой и лесом. В Галактике время жизни звезд с массой меньше солнечной превосходит ее возраст. Потому следует ждать постепенного роста числа звезд со сравнимо маленький массой, потому что они еще пока «не успели» умереть, а рождаться продолжают. Но для наиболее мощных звезд упомянутое выше динамическое равновесие безизбежно обязано производиться.

Газово-пылевые комплексы — колыбель звезд

Откуда же берутся в нашей Галактике юные и «сверхмолодые» звезды? С давнешних пор, по установившейся традиции, восходящей к догадке Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрологи подразумевали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было лишь одно серьезное теоретическое основание такового несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации будут продолжать сжиматься и, как можно считать, в конце концов перевоплотился в звезды.

Свойственное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по обычной формуле механики, описывающей свободное падение тела под воздействием некого убыстрения. Так, например, скопление с массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет.

В процессе лишь что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, которая именуется «стадией вольного падения», освобождается определенное количество гравитационной энергии. Половина освободившейся при сжатии облака энергии обязана покинуть скопление в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.

Как сжимающееся скопление станет непрозрачным для собственного инфракрасного излучения, светимость его резко свалится. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону вольного падения, а еще медлительнее. Температура его внутренних областей , опосля того как процесс диссоциации молекулярного водорода завершится, будет обязательно повышаться, потому что половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака. Вообщем, таковой объект именовать облаком уже недозволено. Это уже самая реальная протозвезда.

Таковым образом, из обычных законов физики следует ждать, что может иметь пространство единственный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексов поначалу в протозвезды, а позже и в звезды. Но возможность — это еще не есть реальность. Первейшей задачей наблюдательной астрономии является, во-1-х, изучить настоящие облака межзвездной среды и проанализировать, способны ли они сжиматься под действием своей гравитации. Для этого нужно знать их размеры, плотность и температуру. Во-2-х, весьма принципиально получить доп аргументы в пользу «генетической близости туч и звезд (к примеру, тонкие детали их хим и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и туч и прочее). В-3-х, весьма принципиально получить из наблюдений неоспоримые свидетельства существования самых ранешних шагов развития протозвезд (к примеру, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии вольного падения). Не считая того, тут могут наблюдаться, и, по-видимому, наблюдаются совсем нежданные явления. В конце концов, следует детально учить протозвезды. Но для этого до этого всего нужно уметь различать их от «обычных» звезд.

Звездные ассоциации

Эмпирическим доказательством процесса образования звезд из туч межзвездной среды будет то издавна известное событие, что мощные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются в отдельные необъятные скопления, которые позднее получили заглавие «ассоциации». Но такие звезды должны быть юными объектами. Таковым образом, сама практика астрономических наблюдений давала подсказку, что звезды появляются не поодиночке, как бы гнездами, что отменно согласуется с представлениями теории гравитационной неустойчивости. Юные ассоциации звезд (состоящие не только лишь из одних жарких мощных гигантов, да и из остальных приметных, заранее юных объектов) тесновато соединены с большенными газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. естественно считать, что таковая связь обязана быть генетической, другими словами эти звезды образуются методом конденсации туч газово-пылевой среды.

процесс рождения звезд, обычно, не приметен, поэтому что укрыт от нас пеленой всасывающей свет галлактической пыли. Лишь радиоастромония, как можно сейчас с большенный уверенностью считать, занесла радикальное изменение в делему исследования рождения звезд. Во-1-х, межзвездная пыль не поглощает радиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыла совсем нежданные явления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды, которые имеют непосредственное отношение к процессу звездообразования.

Коротко о всем процессе рождения

Мы достаточно тщательно разглядывали вопросец о конденсации в протозвезды плотных прохладных молекулярных туч, на которые из-за гравитационной неустойчивости распадается газово-пылевой комплекс межзвездной среды. тут принципиально снова выделить, что этот процесс является закономерным, другими словами неминуемым. По правде, термическая неустойчивость межзвездной среды безизбежно ведет к ее фрагментации, другими словами к разделению на отдельные, сравнимо плотные облака и межоблачную среду. Но собственная сила тяжести не может сжать облака — для этого они недостаточно плотны и значительны. Но здесь «вступает в игру» межзвездное магнитное поле. В системе силовых линий этого поля безизбежно образуются достаточно глубочайшие «ямы», куда «стекаются» облака межзвездной среды. Это приводит к образованию большущих газово-пылевых комплексов. В таковых комплексах появляется слой прохладного газа, потому что ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение звезд очень поглощается находящейся в плотном комплексе галлактической пылью, а нейтральные атомы углерода очень охлаждают межзвездный газ и «термостатируют» его при весьма низкой температуре — порядка 5-10 градусов Кельвина. Потому что в прохладном слое давление газа равно наружному давлению окружающего наиболее нагретого газа, то плотность в этом слое существенно выше и добивается нескольких тыщ атомов на кубический сантиметр. Под воздействием своей гравитации прохладный слой, опосля того как он достигнет толщины около 1-го парсека, начнет «фрагментировать» на отдельные, еще наиболее плотные сгустки, которые под действием своей гравитации будут продолжать сжиматься. Таковым полностью естественным образом в межзвездной среде появляются ассоциации протозвезд. Любая таковая протозвезда эволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.

Когда значимая часть массы газа перевоплотиться в звезды, межзвездное магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать действия на звезды и юные протозвезды. Под воздействием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать к галактической плоскости. Таковым образом, юные звездные ассоциации постоянно должны приближаться к галактической плоскости.

Перечень литературы

1. И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и погибель

2. П. И. Бакулин. Курс общей астрономии

3. Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной

]]>