(8 оценок, среднее: 4,75 из 5)
Загрузка...
Учебная работа. Реферат: Звезды и их изучение
Звёзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по собственной природе схожие с Солнцем. солнце кажется несоизмеримо больше звезды лишь благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин, а от наиблежайшей звезды (Центавра — 4 года 3 мес. Из-за огромных расстояний от Земли звезда и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число звёзд, видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь , составляет около 5 тыс. В массивные телескопы видны млрд звёзд.
исследование звёзд было вызвано потребностями вещественной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение четкого времени). Уже в глубочайшей древности звёздное небо было разбито на созвездия. Длительное время звёзды числились недвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (IV в. до н. э.) в течение почти всех веков властвовали взоры, согласно которым звёздное небо числилось нескончаемой и постоянной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилье богов. В конце 16 в. итальянский астролог Джордано Бруно учил, что звёзды – это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 германским астрологом И. Фабрициусом была открыта 1-ая переменная звезда, а в 1650 италийским учёным Дж. Риччоли – 1-ая двойная звезда. В 1718 британский астролог Э. Галлей нашел собственные движения трёх звёзд. Посреди и во 2-й половине 18 в. российский учёный М. В. Ломоносов, германский учёный И. Кант, английские астрологи Т. Райт и В. Гершель и остальные высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую заходит солнце. В 1835-39 российский астролог В. Я. Струве, германский астролог Ф. Бессель и британский астролог Т. Гендерсон в первый раз обусловили расстояния до трёх близких звёзд. В 60-х гг. 19 в. для исследования звёзд применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали воспользоваться и фото. Российский астролог А. А. Белопольский в 1900 экспериментально обосновал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в диапазоне небесных светил можно найти их скорость движения вдоль луча зрения. Скопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звёздах.
Сначала 20 в., в особенности опосля 1920, произошёл переворот в научных представлениях о звёздах. Их начали разглядывать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с фуррорами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести подобные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезды (более принципиальные результаты были получены германскими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, южноамериканскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, русским учёным С. А. Жевакиным). Посреди 20 в. исследования звёзд заполучили ещё огромную глубину в связи с расширением наблюдательных способностей и применением электрических вычислительных машин (южноамериканские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, британский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и остальные). Огромные успехи были достигнуты также в исследовании действий переноса энергии в фотосферах звёзд (русские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, южноамериканский учёный С. Чандрасекар) и в исследовательских работах структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, русские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и остальные).
характеристики звёзд
Главные свойства звезды — масса, радиус (не считая наружных прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины нередко выражаются в толиках массы, радиуса и светимости Солнца. Не считая главных характеристик, употребляются их производные: действенная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы звезда на обычном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в 2-ух различных спектральных областях).
Звёздный мир очень многообразен. Некие звёзды в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется огромное количество звёзд, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии существенно уступают Солнцу (звёзды-карлики). Многообразны и светимости звёзд; так, светимость звезды S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. Звёзды бывают разреженные и очень плотные. Средняя плотность ряда циклопических звёзд в сотки тыщ раз меньше плотности воды, а средняя плотность белоснежных карликов, напротив, в сотки тыщ раз больше плотности воды.
У неких типов звёзд сияние временами меняется; такие звёзды именуются переменными звёздами. Превосходные конфигурации, сопровождаемые неожиданными повышениями блеска, происходят в новейших звёздах. При всем этом за несколько суток маленькая звезда-карлик возрастает, от неё отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Потом звезда вновь сжимается до маленьких размеров. Ещё огромные конфигурации происходят во время вспышек сверхновых звёзд.
Исследование спектров звёзд дозволяет найти хим состав их атмосфер. Звёзд, как и солнце, состоят из тех же хим частей, что и все тела на Земле.
В звёзде преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 25%); другие элементы (посреди их более обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются практически буквально в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны только наружные слои звезды. Но сравнение данных конкретных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило выстроить теорию внутреннего строения звезды и источников звёздной энергии.
Солнце по всем признакам является рядовой звёздой. Имеются все основания полагать, что почти все звёзды, как и солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся конкретно узреть такие спутники звёзд даже в самые массивные телескопы. Для их обнаружения нужны тонкие способы исследования, кропотливые наблюдения в течение 10-ов лет и сложные расчёты. В 1938 шведский астролог Э. Хольмберг заподозрил, а позже русский астролог А. Н. Дейч и остальные установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и остальных близких к Солнцу звёзд. Наша планетная система не является исключительным явлением. На почти всех планетках, окружающих остальные звёзды, также возможно существование жизни, и Земля не представляет тут исключения.
Звёзды нередко размещены парами, обращающимися вокруг общего центра тяжести; такие звёзды именуются двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные системы звёзд.
Обоюдное размещение звёзд с течением времени медлительно меняется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве большие звёздные системы — галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит солнце) заходит наиболее 100 миллиардов. звёзд. исследование строения Галактики указывает, что почти все звёзды группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и остальные образования.
Звёзды изучаются в 2-ух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая звёзды как объекты, характеризующиеся теми либо другими чертами, изучит движение звезды, распределение их в Галактике и в скоплениях, разные статистические закономерности. Предметом исследования астрофизики являются физические процессы, происходящие в звёздах, их излучение, строение, эволюция.
Массы звёзд
Массы могут быть определены конкретно только у двойных звёзд на базе исследования их орбит. У спектрально-двойных звёзд измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера разрешают найти период воззвания компонент и проекции наибольшей скорости всякого компонента на луч зрения. Подобные измерения можно провести и у неких визуально-двойных звёздах. Этих данных довольно для вычисления дела масс компонент. Абсолютные значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и составляющие звезды попеременно закрывают друг друга. Исследование масс двойных звёзд указывает, что меж массами и светимостями звёзд главной последовательности существует статистическая зависимость. Эта зависимость, распространённая и на одиночные звёзд, дозволяет косвенно, определяя светимости звёзд, оценивать и их массы.
Светимости звёзд и расстояния до их
Главный способ определения расстояний до звезды состоит в измерении их видимых смещений на фоне наиболее далёких звезд, обусловленных воззванием Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина которого назад пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Но таковой метод измерений применим лишь к наиблежайшим звездам.
Зная расстояние до звезды и её видимую звёздную величину m, можно отыскать абсолютную звёздную величину М по формуле:
М = m +5-5 lg r,
где r – расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Определив средние абсолютные звёздные величины для звезды тех либо других спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных звезд этих же классов, можно найти расстояния и до удалённых звезды, для которых параллактические смещения неощутимы. Абсолютные звёздные величины неких типов переменных звёзд (к примеру, цефеид) можно установить по величине периода конфигурации блеска, что также дозволяет определять расстояния до их.
Расстояния оцениваются также по периодическим компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным чертами вращения Галактики и движением Солнца (совместно с Землёй) в пространстве и зависящим, от удалённости звезды. Чтоб исключить воздействие собственных скоростей отдельных звезд, определяют расстояние сходу до большенный группы их (статистические либо групповые параллаксы).
температуры и спектральные классы звёзд
Распределение энергии в диапазонах раскалённых тел неодинаково; зависимо от температуры максимум излучения приходится на различные длины волн, изменяется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у звезды, исследование распределения энергии в звёздных диапазонах, измерения характеристик цвета разрешают определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям неких линий в их диапазоне, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются знаками: О, В, A, F, G, К, М. Не считая того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С, а от класса К – побочная ветвь S. Из класса О выделяют наиболее жаркие звезды. Зная механизм образования линий в диапазонах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если понятно убыстрение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а как следует, и размерами звезды (плотность быть может оценена по узким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса либо показателя цвета от действенной температуры звезды именуется шкалой действенных температур. Зная температуру, можно на теоретическом уровне высчитать, какая толика излучения звезды приходится на невидимые области диапазона — ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях диапазона, дают возможность отыскать полную светимость звезды.
Радиусы звёзд
Зная эффективную температуру Тef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:
L=4pR2sT4ef
основанной на Стефана – Больцмана законе излучения (s — неизменная Стефана). Радиусы звезды с большенными угловыми размерами могут быть измерены конкретно при помощи звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения больших поперечников компонент, выраженные в толиках большенный полуоси их относительной орбиты.
Вращение звёзд
Вращение звезд изучается по их диапазонам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а иной приближается с той же скоростью. В итоге в диапазоне звезды, получающемся сразу от всего диска, полосы расширяются и, в согласовании с принципом Доплера, получают соответствующий контур, по которому может быть определять скорость вращения. Звезды ранешних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/с. Скорости вращения наиболее прохладных звезд – существенно меньше (несколько км/с). Уменьшение скорости вращения звезды соединено, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газопылевому диску вследствие деяния магнитных сил. Из-за резвого вращения звезды воспринимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр проникает к полюсам быстрее, чем к экватору, вследствие чего же температура на полюсах оказывается наиболее высочайшей. Потому на поверхности звезды появляются меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубочайших слоях звезды. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.
Внутреннее строение звёзд
Так как недра звезд недосягаемы конкретным наблюдениям, внутреннее строение звезды изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у настоящих звезд. В базе теории внутреннего строения обыденных звезд лежит представление о звездах как о газовом шаре, находящемся в механическом и термическом равновесии, в течение долгого времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах звезд, работающим наружу и уравновешивающим силы гравитации. давление вырастает с глубиной, а совместно с ним растут плотность и температура. Термическое равновесие состоит в том, что температура звезды – во всех её простых объёмах – фактически не изменяется со временем, т. е. количество энергии, уходящей из всякого такового объёма, возмещается приходящей в него энергией, также энергией, вырабатываемой там ядерными либо иными источниками.
температуры обыденных звезд изменяются от нескольких тыс. градусов на поверхности до 10 млн. градусов и наиболее в центре. При таковых температурах вещество состоит из практически на сто процентов ионизованных атомов, по этому оказывается вероятным в расчётах звёздных моделей использовать уравнения состояния безупречного газа. При исследовательских работах внутреннего строения звезды существенное значение имеют предпосылки о источниках энергии, хим составе звезды и о механизме переноса энергии.
Главным механизмом переноса энергии в звезде является лучистая теплопроводимость. При всем этом диффузия тепла из наиболее жарких внутренних областей звезды наружу происходит средством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого жарким газом. Эти кванты поглощаются в остальных частях звезды и опять излучаются; по мере перехода во наружные, наиболее прохладные слои частота излучения миниатюризируется. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Главными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние вольными электронами.
Лучистая теплопроводимость является главным видом переноса энергии для большинства звезд. Но в неких частях звезды существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под воздействием различия температуры. У прохладных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у их толще и обхватывает огромную часть объёма.
Хим состав вещества недр звезд на ранешних стадиях их развития сходен с хим составом звёздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений. С течением времени ядерные реакции изменяют хим состав звёздных недр и внутреннее строение звезды изменяется.
Источники звёздной энергии и эволюция звёзд
Главным источником энергии звезды являются термоядерные реакции, при которых из лёгких ядер образуются наиболее тяжёлые; почаще всего это — перевоплощение водорода в гелий. В звезде с массой, наименьшей 2-ух солнечных, оно происходит основным образом путём соединения 2-ух протонов в ядро дейтерия, потом перевоплощением дейтерия в изотоп He3 путём захвата протона и, в конце концов, перевоплощением 2-ух ядер He3 в He4 и два протона. В наиболее мощных звездах преобладает углеродно-азотная повторяющаяся реакция: углерод захватывает поочередно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, преобразуется поначалу в азот, потом распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии: ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют только роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, необходимо преодолеть электростатическое отталкивание, потому реакции могут идти лишь при температурах, превосходящих 107 градусов. Такие температуры встречаются в самых центральных частях звезд. В звездах малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие звезды.
У мощных звезд ядро в конце эволюции нестабильно, радиус его миниатюризируется примерно до 10 км, и звезда преобразуется в нейтронную (состоит из нейтронов, а не из ядер и электронов, как обыденные звезды). Нейтронные звезды имеют мощное магнитное поле и стремительно вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а время от времени к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений. Такие объекты именуются пульсарами. При ещё огромных массах происходит кризис — неограниченное падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света. часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до 7000 км/с. При всем этом звезда преобразуется в сверхновую звезду, её излучение возрастает до нескольких миллиардов. светимостей Солнца, а потом равномерно, в течение ряда месяцев потухает.
Двойные звёзды
Большая часть звезд заходит в состав двойных либо кратных звёздных систем. Если составляющие двойных звезд размещены довольно далековато друг от друга, они видны раздельно. Это визуально-двойные звезды. время от времени один, наиболее слабенький, компонент не виден, и двойственность находится по непрямолинейному движению наиболее броской звезды. Почаще же всего двойные звезды распознаются по повторяющемуся расщеплению линий в диапазоне (спектрально-двойные звезды) либо по соответствующим изменениям блеска (затменно-двойные звезды). Большая часть двойных звезд образует тесноватые пары. На эволюцию компонент таковых звезд существенное воздействие оказывают обоюдные приливные возмущения. Если один из компонент звезды вздувается в процессе эволюции, то при неких критериях из точки её поверхности, обращенной к другому компоненту, начинается истечение газа. Газ образует потоки вокруг второго компонента и отчасти попадает на него. В итоге 1-ый компонент может утратить огромную часть массы и перевоплотиться в субгиганта либо даже в белоснежного лилипута. 2-ой же компонент приобретает часть потерянной массы и соответственно наращивает светимость. Так как эта масса может включать газ не только лишь из атмосферы, да и из глубочайших слоев, близких к ядру первого компонента, в двойной звезде могут наблюдаться аномалии хим состава. Но эти аномалии касаются лишь лёгких частей, т.к. тяжёлые элементы в гигантах не образуются. Они возникают при взрывах сверхновых звезд, когда выделяется много нейтронов, которые захватываются ядрами атомов и наращивают их вес.
Переменные звёзды
Сияние почти всех звезд непостоянен и меняется в согласовании с тем либо другим законом; такие звезды именуются переменными звёздами. Звезды, у каких конфигурации блеска соединены с физическими действиями, происходящими в их самих, представляют собой физические переменные звезды (в отличие от оптических переменных звезд, к числу которых относятся затменно-двойные звезды). Повторяющаяся и полупериодическая переменность связана обычно с пульсациями звезд, а время от времени с крупномасштабной конвекцией. Звездам как системам, находящимся в устойчивом равновесии, характерны пульсации с своими периодами. Колебания могут появиться в процессе перестройки структуры звезды, связанной с эволюционными переменами. Но, чтоб они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий либо усиливающий их: в период наибольшего сжатия звезде нужно получить термическую энергию, которая уйдёт наружу в период расширения. Согласно современным теориям, пульсации у почти всех типов переменных звезд объясняются тем, что при сжатии звезд возрастает коэффициент поглощения; это задерживает общий поток излучения, и газ получает доп энергию. При расширении поглощение миниатюризируется, и энергия выходит наружу. Неоднородное строение звезды, наличие в их нескольких слоев с разными качествами нарушает регулярную картину, делает конфигурации характеристик звезды хорошими от правильной синусоиды. Основная стоячая волна колебания нередко находится в глубине звезды, а на поверхность выходят порождаемые ею бегущие волны, которые влияют на фазы конфигураций блеска, скорости и остальных характеристик.
Некие виды переменных звезд испытывают вспышки, при которых сияние растет на 10-15 звёздных величин. Такие вспышки соединены с неожиданным расширением фотосферы с большенными скоростями (до 1000-2000 км/с у новейших звезд), что приводит к выбросу оболочки. Опосля вспышки сияние начинает уменьшаться с соответствующим временем 50-100 суток. В это время длится истечение газов с поверхности со скоростью в несколько тыс. км/с. Все эти звезды оказываются тесноватыми двойными, и их вспышки, непременно, соединены с взаимодействием компонент системы, один из которых либо оба обычно являются жаркими звёздами-карликами. На структуру оболочек, выброшенных новенькими звездами, по-видимому, существенное воздействие оказывает мощное магнитное поле звезд. Стремительная некорректная переменность звезд. типа Т Тельца, UV Кита и неких остальных типов юных сжимающихся звезд связана с массивными конвективными движениями в этих звездах, выносящими на поверхность жаркий газ. К переменным звездам можно отнести и сверхновые звезды. В Галактике понятно выше 30 000 переменных звезд.
]]>