Звезды icon

Звезды



НазваниеЗвезды
Дата конвертации25.08.2012
Размер138,39 Kb.
ТипРеферат
Звезды


Содержание: Основные звездные характеристики Светимость и расстояние до звезд Спектры звезд и их химический состав Температура и масса звезд Связь основных звездных величин Звезды рождаются Межзвездный газ Межзвездная пыль Разнообразие физических условий Почему должны рождаться новые звезды? Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд Звездные ассоциации Кратко о всем процессе рождения Основные звездные характеристики Светимость и расстояние до звезд Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением,наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что ихугловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидетьзвезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так какблагодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностьюатмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображениезвезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше однойсекунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньшеодной сотой доли секунды дуги. Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорятастрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потокиизлучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потокаявляется звездная величина. Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние дозвезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполненадежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Длясравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающиенескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с началапрошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измеренииничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точекземной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольнобольшую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других болееудаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезднадо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходятдругие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточнонадежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить инепосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемымособенностям их излучения. Спектры звезд и их химический состав Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давноспектры подавляющего большинства звезд разделены на классы.Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G,K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна,что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса.Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и Аобозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первомприближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторойтемпературой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов узвезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального классаМ. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральныхклассов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступнуюдля наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия былизапущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту былиустановлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать иультрафиолетовое излучение. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у нихогромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам.Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию оприроде наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно"приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. Навтором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточноневелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомов водорода приходитьсятысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода иазота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенноничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - этогигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелыхэлементов. Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет.Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды,сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляютсяжелтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизикеимеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Онаоснована на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных черезразличные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звездхарактеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, одиниз которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имееткривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V").Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значениюB-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабыхзвезд анализ цветов - единственная возможность их спектральнойклассификации. Температура и масса звезд Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ееповерхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черныетела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей ихповерхности, определяется из закона Стефана Больцмана: [pic] - постоянная Больцмана Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевиднобудет равна [pic] ( * ), где R - радиус звезды. Таким образом, для определениярадиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности. Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристикузвезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. Аглавное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежныеопределения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуютдвойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Ризвестны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера,который может быть записан в следующем виде: [pic] , здесь М1 и М2 - массы компонент системы, G - постоянная в законевсемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы.Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можноопределить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшогоколичества двойных систем можно таким образом определить массу каждой иззвезд. В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящеевремя методом прямого и независимого определения массы (то есть невходящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточносерьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой методсуществовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. Втакой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковойсветимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяютсятолько для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той жесветимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая всостав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. Связь основных звездных величин Итак, современная астрономия располагает методами определения основныхзвездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета),радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются лиэти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеетсяфункциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическуюсветимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляетсяпростой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, давноуже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральнымклассом (или, что фактически одно и то же,- цветом). Эту зависимостьэмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале ещев начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг иамериканец Рассел. Звезды рождаются Межзвездный газ Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечествоосознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - этообъекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас нанесравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценилрасстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого почтивсеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, вкотором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономывремя от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света вмежзвездной среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астрономГартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляетсобой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с оченьмалой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так жекак и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа. Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образомпутем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например,что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят изнескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такаякомпонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудьопределенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друготносительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводитблагодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линийпоглощения. Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказалсядовольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающимиэлементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мыможем рассматривать как "примеси". Межзвездная пыль До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду только межзвездныйгаз. но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвездной пыли. Мы ужеупоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос опрозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года снесомненностью было доказано, что межзведное пространство действительно несовсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольнотонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синиеи фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительноневелико. Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, чтопоглощение света обусловленно межзвездной пылью, то есть твердымимикроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинкиимеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольновытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направленияих вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более илименее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездныйсвет становится частично поляризованным. Разнообразие физических условий Характернейшей особенностью межзвездной среды является большоеразнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых,зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеютсясравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающейнесколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда междуоблаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на кубическийсантиметр. имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударныеволны от взрывов звезд. Наряду с отдельными облаками как ионизированного так и неионизированногогаза в Галактике наблюдаются значительно большие по своим размерам, массе иплотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название"газово-пылевых комплексов". Для нас самым существенным является то, что втаких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсациизвезд из диффузной межзвездной среды. Почему должны рождаться новые звезды? Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике оченьвелико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительной степениинтуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде сважнейшим процессом образования звезд из "диффузной" сравнительноразряженной газово-пылевой среды. Какие же основания существуют дляпредположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессомзвездообразоания? Прежде всего следует подчеркнуть, что уже по крайней мерес сороковых годов нашего столетия астрономам ясно, что звезды в Галактикедолжны непрерывно (то есть буквально "на наших глазах") образовываться изкакой-то качественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 году былоустановлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрахзвезд термоядерный синтез. Грубо говоря, подавляющие большинство звездизлучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через рядпромежуточных этапов в одну альфа-частицу. Так как масса одного протона (ватомных единицах) равна 1,0081, а масса ядра гелия (альфа-частицы) равна4,0039, то избыток массы, равный 0,007 атомной единицы на протон, долженвыделиться как энергия. Тем самым определяется запас ядерной энергии взвезде, которая постоянно тратится на излучение. В самом благоприятномслучае чисто водородной звезды запаса ядерной энергии хватит не более, чемна 100 миллионов лет, в то время как в реальных условиях эволюции времяжизни звезды оказывается на порядок меньше этой явно завышенной оценки. Нодесяток миллионов лет - ничтожный срок для эволюции нашей Галактики,возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардов лет. Возраст массивныхзвезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле! Значит звезды (покрайней мере, массивные с высокой светимостью) никак не могут быть вГалактике "изначально", то есть с момента ее образования. Оказывается, чтоежегодно в Галактике "умирает" по меньшей мере одна звезда. Значит, длятого, чтобы "звездное племя" не "выродилось", необходимо, чтобы столько жезвезд в среднем образовывалось в нашей Галактике каждый год. Для того,чтобы в течении длительного времени (исчисляемыми миллиардами лет)Галактика сохраняла бы неизменными свои основные особенности (например,распределение звезд по классам, или, что практически одно и тоже, поспектральным классам), необходимо, чтобы в ней автоматически поддерживалосьдинамическое равновесие между рождающимися и "гибнущими" звездами. В этомотношении Галактика похожа на первобытный лес, состоящий из деревьевразличных видов и возрастов, причем возраст деревьев гораздо меньшевозраста леса. Имеется, правда, одно важное различие между Галактикой илесом. В Галактике время жизни звезд с массой меньше солнечной превышает еевозраст. Поэтому следует ожидать постепенного увеличения числа звезд сосравнительно небольшой массой, так как они пока еще "не успели" умереть, арождаться продолжают. Но для более массивных звезд упомянутое вышединамическое равновесие неизбежно должно выполняться. Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и "сверхмолодые" звезды? Сдавних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта иЛапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, чтозвезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было толькоодно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационнаянеустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что втакой среде неизбежны малые возмущения плотности, то есть отклонения отстрогой однородности. в дальнейшем, однако, если массы этих конденсацийпревосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малыевозмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется нанесколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации будутпродолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся взвезды. Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить попростой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влияниемнекоторого ускорения. Так, к примеру, облако с массой, равной солнечной,сожмется за миллион лет. В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевогооблака в звезду, которая называется "стадией свободного падения",освобождается определенное количество гравитационной энергии. Половинаосвободившейся при сжатии облака энергии должна покинуть облако в видеинфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества. Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своегоинфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжатьсжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее.Температура его внутренних областей , после того как процессдиссоциации молекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться,так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будетидти на нагрев облака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя.Это уже самая настоящая протозвезда. Таким образом, из простых законов физики следует ожидать, что может иметьместо единственный и закономерный процесс эволюции газово-пылевыхкомплексов сначала в протозвезды, а потом и в звезды. Однако возможность -это еще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательнойастрономии является, во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды ипроанализировать, способны ли они сжиматься под действием собственнойгравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуру. Во-вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу"генетической близости облаков и звезд (например, тонкие детали иххимического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков ипрочее). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимыесвидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд(например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободногопадения). Кроме того, здесь могут наблюдаться, и, по-видимому, наблюдаютсясовершенно неожиданные явления. Наконец, следует детально изучатьпротозвезды. Но для этого прежде всего надо уметь отличать их от"нормальных" звезд. Звездные ассоциации Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаковмежзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивныезвезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируютсяв отдельные обширные скопления, которые позже получили название"ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами. Такимобразом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звездырождаются не поодиночке, а как бы гнездами, что качественно согласуется спредставлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциациизвезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и издругих примечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большимигазово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, чтотакая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путемконденсации облаков газово-пылевой среды. Процесс рождения звезд, как правило, не заметен, потому что скрыт от наспеленой поглощающей свет космической пыли. Только радиоастромония, какможно теперь с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение впроблему изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощаетрадиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданныеявления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды, которые имеют прямоеотношение к процессу звездообразования. Кратко о всем процессе рождения Мы довольно подробно рассматривали вопрос о конденсации в протозвездыплотных холодных молекулярных облаков, на которые из-за гравитационнойнеустойчивости распадается газово-пылевой комплекс межзвездной среды. Здесьважно еще раз подчеркнуть, что этот процесс является закономерным, то естьнеизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной средынеизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные,сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственная силатяжести не может сжать облака - для этого они недостаточно плотны и велики.Но тут "вступает в игру" межзвездное магнитное поле. В системе силовыхлиний этого поля неизбежно образуются довольно глубокие "ямы", куда"стекаются" облака межзвездной среды. Это приводит к образованию огромныхгазово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуется слой холодногогаза, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучениезвезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью,а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и"термостатируют" его при очень низкой температуре - порядка 5-10 градусовКельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлениюокружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно вышеи достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влияниемсобственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщиныоколо одного парсека, начнет "фрагментировать" на отдельные, еще болееплотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будутпродолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной средевозникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует соскоростью, зависящей от ее массы. Когда существенная часть массы газа превратиться в звезды, межзвездноемагнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевойкомплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звезды и молодыепротозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнутпадать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездныеассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости. Список использованной литературы: 1. И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть 2. П. И. Бакулин. Курс общей астрономии 3. Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной




Нажми чтобы узнать.

Похожие:

Звезды iconО звезды, звезды, Восковые тонкие свечи
Тема реферата, предложенная учителем оказалась настолько интересной и захватывающей, что по окончанию работы над ним было жаль расставаться...
Звезды iconI. Вступление. Дорожка №1
Вы видели ночное небо? Ну да, конечно, видели. Какая роскошная, завораживающая картина! Как ярко блещут звёзды! Но если звёзды зажигают,...
Звезды iconТема: Звезды и созвездия. Как найти Полярную звезду. Цель
Солнца как центра Солнечной системы и ближайшей к нам звезды, научить находить Полярную звезду
Звезды iconТема: Звезды и созвездия. Как найти Полярную звезду. Цель
Солнца как центра Солнечной системы и ближайшей к нам звезды, научить находить Полярную звезду
Звезды iconКонкурс «Звезды Балтики -2010»
Конкурс «Звезды Балтики -2010» это ежегодный фестиваль, который проходит среди школ
Звезды iconМетодическая разработка для студентов педагогического отделения физического факультета Часть 2 Школьная обсерватория
Через 1-2 часа можно убедиться в том, что в восточной части неба звезды поднимаются, а в западной опускаются. В южной части неба...
Звезды iconЯ выписываю космический паспорт звезды
Данная работа Грибачёвой Ирина «Я выписываю космический паспорт звезды» это рассказ о том, что включает в себя по мнению ученицы...
Звезды iconВ городе Санкт-Петербург огромное количество отелей уровня три звезды, которые предоставляют широкий спектр услуг, как для отдыха, так и для деловой поездки
Свои двери для посетителей в 1990 и вот уже около 20 лет принимает гостей северной столицы. О высоком качестве обслуживания свидетельствует...
Звезды iconЗвезды

Звезды iconЗвезды

Разместите кнопку на своём сайте:
Документы


База данных защищена авторским правом ©rushkolnik.ru 2000-2015
При копировании материала обязательно указание активной ссылки открытой для индексации.
обратиться к администрации
Документы