Главная / Рефераты / Рефераты по астрономии
Реферат: Что такое звёзды
Notice: Undefined variable: ref_img in /home/area7ru/area7.ru/docs/referat.php on line 323
Испокон веков Человек старался дать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится и к небесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые звёзды, с течением времени – и другие.
Некоторые звёзды получили названия в соответствии с положением, которое они занимают в созвездии. Например, находящаяся в созвездии Лебедя звезда
Денеб (слово переводится как «хвост») действительно дислоцируется в этой части тела воображаемого лебедя. Ещё один пример. Звезда Омикрон, она больше известна под названием Мира, что переводится с латинского как
«удивительная», находится в созвездии Кита. Мира обладает способностью изменять свою яркость. На длительные периоды она вообще исчезает из поля зрения, имеются в виду наблюдения невооружённым глазом. Название звезды и объясняется её спецификой. В основном звёзды получили названия в эпоху античности, поэтому нет ничего удивительного в том, что большинство названий имеет латинские, греческие, а позже и арабские корни.
Открытие звёзд, видимый блеск которых со временем меняется, привело к специальным обозначениям. Они обозначаются прописными латинскими буквами, за которыми следует название созвездия в родительном падеже. Но первая переменная звезда, обнаруженная в каком-то созвездии, обозначается не буквой A. Отсчёт ведётся от буквы R. Следующая звезда обозначается буквой S и так далее. Когда все буквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то есть после Z снова используется A. При этом буквы могут удваиваться, например «RR». «R Льва» означает, что это первая открытая переменная звезда в созвездии Льва.
КАК РОЖДАЕТСЯ ЗВЕЗДА.
Звёзды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвёздного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации.
Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звёзд. С помощью оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи на тёмные пятна на ярком фоне. Их называют «гигантскими комплексами молекулярных облаков», потому что водород входит в их состав в форме молекул. Эти комплексы, или системы, наряду с шаровыми звёздными скоплениями, представляют собой самые крупные структуры в галактике, их диаметр иногда достигает 1300 световых лет.
Более молодые звёзды, их называют «звёздное население I», образовались из остатков, получившихся в результате вспышек старых звёзд, их называют
«звёздное население II». Вспышка взрывного характера вызывает ударную волну, которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует её сжатие.
Глобулы Бока.
Итак, происходит сжатие части туманности. Одновременно с этим процессом начинается образование плотных тёмных газопылевых облаков круглой формы. Их называют «глобулы Бока». Бок – американский астроном голландского происхождения (1906-1983) – впервые описал глобулы. Масса глобул примерно в
200 раз превышает массу нашего Солнца.
По мере того как глобула Бока продолжает сгущаться, её масса увеличивается, притягивая к себе благодаря гравитации материю из соседних областей. В связи с тем, что внутренняя часть глобулы сгущается быстрее, чем внешняя, глобула начинает разогреваться и вращаться. Через несколько сотен тысяч лет, во время которых происходит сжатие, образуется протозвезда.
Эволюция протозвезды.
Благодаря увеличению массы к центру протозвезды притягивается всё больше материи. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться тёмно- красным светом.
Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей её поверхности, она всё равно остаётся относительно холодной. В ядре температура растёт и достигает нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет.
Увидеть молодые звёзды трудно, так как они ещё окружены тёмным пылевым облаком, из-за которого практически не виден блеск звезды. Но их можно рассмотреть при помощи специальных инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образуя каплевидную или аркообразную структуру, известную под названием «объект Хербика-Харо».
Звезда или планета?
Температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов этого небесного тела; если масса небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет превратиться в настоящую звезду.
Учёные рассчитали, что для превращения сжимающегося небесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 0,08 от массы нашего Солнца. Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой, это так называемый «коричневый карлик».
Планета Юпитер представляет собой небесный объект слишком малых размеров, чтобы стать звездой. Если бы он был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звёзд.
Ядерные реакции.
Если масса протозвезды большая, она продолжает сгущаться под действием собственной гравитации. Давление и температура в ядре растут, температура постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Этого достаточно для соединения атомов водорода и гелия.
Далее активизируется «ядерный реактор» протозвезды, и она превращается в обычную звезду. Затем выделяется сильный ветер, который разгоняет окружающую оболочку из пыли. После этого можно видеть свет, исходящий из образовавшейся звезды. Эта стадия называется «фаза Т-Тельцы», она может длиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пыли, окружающих звезду, возможно образование планет.
Рождение новой звезды может вызвать ударную волну. Дойдя до туманности, она провоцирует конденсацию новой материи, и процесс звёздообразования продолжится посредством газопылевых облаков. Небольшие по размеру звезды слабые и холодные, крупные же – горячие и яркие. Большую часть своего существования звезда балансирует в стадии равновесия.
ХАРАКТЕРИСТИКА ЗВЁЗД.
Наблюдая за небом даже невооружённым глазом, можно сразу отметить такую особенность звёзд, как яркость. Одни звёзды очень яркие, другие – более слабые. Без специальных приборов в идеальных условиях видимости можно рассмотреть около 6000 звёзд. Благодаря биноклю или телескопу наши возможности значительно возрастают, мы можем любоваться миллионами звёзд
Млечного пути и внешних галактик.
Птолемей и «Альмагест».
Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял эллинский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э. Среди его многочисленных трудов фигурировал и «Звёздный каталог», содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии во II в. н.э. Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошёл и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад.
Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал примерно на тысячу звёзд больше.
Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия.
Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены к первому классу, менее яркие – ко второму и так далее.
К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом.
Термин «сила свечения небесных тел», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.
Звёздная величина в современной науке.
В середине XIX в. английский астроном Норман Погсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён
Гиппарха и Птолемея. Погсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами 2,5. Погсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 а.е. То есть отношение блеска звезд первой звёздной величины составляет 100. Это отношение соответствует интервалу в 5 звёздных величин.
Относительная и абсолютная звёздная величина.
Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп, указывает, какое количество света звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. То есть при определении звёздной величины необходимо принимать во внимание расстояние до звезды. В данном случае речь идёт об относительной звёздной величине. Она зависит от расстояния.
Есть звёзды очень яркие и очень слабые. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния идо Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина». Она характеризует блеск звезды на определённом расстоянии в 10 парсек (10 парсек = 3,26 светового года). Для определения абсолютной звёздной величины необходимо знать расстояние до звезды.
Цвет звёзд.
Следующей важной характеристикой звезды является её цвет. Рассматривая звёзды даже невооружённым глазом, можно заметить, что не все они одинаковы.
Есть голубые, жёлтые, оранжевые, красные звёзды, а не только белые. Цвет звёзд многое говорит астрономам, прежде всего он зависит от температуры поверхности звезды. Красные звёзды – самые холодные, их температура составляет примерно 2000-3000 оС. Жёлтые звёзды, как наше Солнце, имеют среднюю температуру 5000-6000 оС. Самые горячие – белые и голубые звёзды, их температура составляет 50000-60000 оС и выше.
Загадочные линии.
Если пропустить свет звезды через призму, мы получим так называемый спектр, он будет пересекаться линиями. Эти линии являются своего рода
«идентификационной картой» звезды, так как по ним астрономы могут определить химический состав поверхностных слоёв звёзд. Линии принадлежат различным химическим элементам.
Сравнивая линии в звёздном спектре с линиями, выполненными в лабораторных условиях, можно определить, какие химические элементы входят в состав звёзд. В спектрах основными являются линии водорода и гелия, именно эти элементы составляют основную часть звезды. Но встречаются и элементы группы металлов – железо, кальций, натрий и др. В солнечном ярком спектре видны линии почти всех химических элементов.
ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛЛА.
Среди параметров, характеризующих звезду, существуют два самых главных – это температуры и абсолютная звёздная величина. Температурные показатели тесно связаны с цветом звезды, а абсолютная звёздная величина – со спектральным классом. Имеется в виду классификация звёзд по интенсивности линий в их спектрах. Согласно используемой в настоящее время классификации, звёзды в соответствии с их спектрами делятся на семь основных спектральных классов. Они обозначены латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. Именно в этой последовательности температура звёзд понижается от нескольких десятков тысяч градусов класса O до 2000-3000 градусов звёзд типа M.
Абсолютная звёздная величина, т.е. мера блеска, указывает количество энергии, излучаемой звездой. Её можно вычислить теоретически, зная расстояние звезды.
Выдающаяся идея.
Идея связать между собой два основных параметра звезды пришла в голову двум учёным в 1913 году, причём они вели работы независимо друг от друга.
Речь идёт о голландском астрономе Эйнаре Герцшпрунге и американском астрофизике Генри Норрисе Ресселле. Учёные творили на расстоянии тысяч километров друг от друга. Они составили график, связавший воедино два основных параметра. Горизонтальная ось отражает температуру, вертикальная – абсолютную звёздную величину. В результате получилась диаграмма, которой были присвоены имена двух астрономов – диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, или, проще, диаграмма Г-Р.
Звезда – критерий.
Посмотрим, как составляется диаграмма Г-Р. Прежде всего, необходимо выбрать звезду-критерий. Для этого подходит звезда, расстояние до которой известно, или другая – с уже вычисленной абсолютной звёздной величиной.
Следует иметь в виду, что интенсивность светимости любого источника, будь то свеча, лампочка или звезда, изменяется в зависимости от расстояния.
Математически это выражается так: интенсивность светимости «I» на определённом расстоянии «d» от источника обратно пропорциональна «d2».
Практически это означает, что если расстояние увеличивается вдвое, то интенсивность светимости уменьшается в четыре раза.
Затем следует определить температуру выбранных звёзд. Для этого надо идентифицировать их спектральный класс, цвет и после этого определить температуру. В настоящее время вместо спектрального типа используется другой эквивалентный ему показатель – «индекс цвета».
Далее надо измерить звёздную величину звезды с двумя разными по длине волнами (например, использовать два фильтра, пропускающих только синий и жёлтый цвета). Подсчитать разницу.
Эти два параметра наносятся на одну плоскость с температурой, понижающейся слева направо, на абсциссе. Абсолютная светимость фиксируется на ординате, повышение отмечается снизу вверх.
Главная последовательность.
На диаграмме Г-Р звёзды располагаются вдоль диагональной линии, идущей снизу вверх и слева направо. Эта полоса называется Главная последовательность. Звёзды, входящие в её состав, называются звёздами
Главной последовательности. Солнце относится именно к этой группе. Это группа жёлтых звёзд с поверхностной температурой примерно 5600 градусов.
Звёзды Главной последовательности находятся в наиболее «спокойной фазе» своего существования. В недрах их ядер атомы водорода перемешиваются, образуется гелий. Фаза Главной последовательности составляет 90% времени существования звезды. Из 100 звёзд 90 находятся именно в этой фазе, хотя распределяются по разным позициям в зависимости от температуры и светимости.
Главная последовательность представляет собой «узкую область», это свидетельствует о том, что звёзды с трудом сохраняют баланс между силой притяжения, которая тянет внутрь, и силой, образующейся в результате ядерных реакций, она тянет к внешней стороне зоны. Звезда, подобная Солнцу, равная 5600 градусов, для поддержания баланса должна иметь абсолютную звёздную величину порядка +4,7. Это следует из диаграммы Г-Р.
Красные гиганты и белые карлики.
Красные гиганты находятся в верхней зоне справа, расположенной с внешней стороны Главной последовательности. Характерной чертой этих звёзд является очень низкая температура (примерно 3000 градусов), но при этом они ярче звёзд, имеющих идентичную температуру и расположенных в Главной последовательности.
Естественно, возникает вопрос: если энергия, излучаемая звездой, зависит от температуры, то почему же звёзды с одинаковой температурой имеют разную степень светимости. Объяснение следует искать в размере звёзд. Красные гиганты более яркие потому, что их излучающая поверхность намного больше, чем у звёзд из Главной последовательности.
Неслучайно этот тип звёзд получил название «гиганты». Действительно, их диаметр может превышать диаметр Солнца в 200 раз, эти звёзды могут занимать пространство в 300 миллионов км, что вдвое больше расстояния от Земли до
Солнца! С помощью положения о влиянии размера звезды попробуем объяснить некоторые моменты в существовании других звёзд – белых карликов. Они расположены внизу слева в диаграмме Г-Р.
Белые карлики – очень горячие, но совсем неяркие звёзды. При одинаковой температуре с крупными и горячими бело-голубыми звёздами Главной последовательности белые карлики намного меньше по размерам. Это очень плотные и компактные звёзды, они в 100 раз меньше Солнца, их диаметр примерно такой же, как земной. Можно привести яркий пример высокой плотности белых карликов – один кубический сантиметр материи, из которой они состоят, должен весить около одной тонны!
Шаровые звёздные скопления.
При составлении диаграмм Г-Р шаровых звёздных скоплений, а в них находятся в основном старые звёзды, очень сложно определить Главную последовательность. Её следы фиксируются в основном в нижней зоне, где концентрируются более холодные звёзды. Это связано с тем, что горячие и яркие звёзды уже прошли стабильную фазу своего существования и перемещаются вправо, в зону красных гигантов, а если миновали её, то в зону белых карликов. Если бы люди были в состоянии проследить за свою жизнь все эволюционные стадии звезды, они смогли бы увидеть, как она изменяет свои характеристики.
Например, когда водород в ядре звезды прекращает гореть, температура во внешнем слое звезды понижается, сам слой расширяется. Звезда выходит из фазы Главной последовательности и направляется в правую часть диаграммы.
Это касается в первую очередь крупных по массе звёзд, наиболее ярких, - именно этот тип эволюционирует быстрее.
С течением времени звёзды выходят из Главной последовательности. На диаграмме фиксируется «turning point» - «поворотная точка», благодаря ней, возможно, довольно точно вычислить возраст звёзд скоплений. Чем выше на диаграмме находится «поворотная точка», тем моложе скопление, и, соответственно, чем ниже на диаграмме она находится, тем старше по возрасту звёздное скопление.
Значение диаграммы.
Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла оказывает огромную помощь в изучении эволюции звёзд на протяжении их существования. За это время звёзды претерпевают изменения, трансформации, в какие-то периоды они очень глубокие. Нам уже известно, что звёзды отличаются не по собственным характеристикам, а по типам фаз, в которых они пребывают в то или иное время.
С помощью этой диаграммы можно вычислить расстояние до звёзд. Можно выбрать любую звезду, находящуюся в Главной последовательности, с уже определённой температурой и посмотреть её продвижения на диаграмме.
РАССОЯНИЕ ДО ЗВЁЗД.
Когда мы смотрим на небо невооружённым глазом, звёзды, даже самые яркие, кажутся нам блестящими точками, расположенными на одинаковом от нас расстоянии. Небесный свод раскинулся над нами как ковёр. Неслучайно позиции звёзд выражены только в двух координатах (прямое восхождение и склонение), а не в трёх, словно они расположены на поверхности, а не трёхмерном пространстве. С помощью телескопов мы не можем получить всю информацию о звёздах, например по фотографиям космического телескопа «Хаббл» мы не можем точно определить, на каком расстоянии находятся звёзды.
Глубина пространства.
О том, что Вселенная имеет и третье измерение – глубину, - люди узнали относительно недавно. Только в начале XIX века благодаря совершенствованию астрономического оборудования и инструментов учёные смогли измерить расстояние до некоторых звёзд. Первой была звезда 61 Лебедя. Астрономом
Ф.В. Бессель установил, что она находится на расстоянии 10 световых лет.
Бессель был одним из первых астрономов, измеривших «годичный параллакс». До настоящего времени метод «годичного параллакса» лежит в основе измерения расстояния до звёзд. Это чисто геометрический метод – достаточно измерить угол и вычислить результат.
Но простота метода не всегда соответствует результативности. Из-за большой удалённости звёзд углы очень маленькие. Их можно измерить с помощью телескопов. Угол параллакса звезды Проксима Центавра, ближайшей из тройной системы Альфа Центавра, маленький (0.76 точный вариант), но под таким углом можно рассмотреть монету в сто лир на расстоянии десятка километров.
Разумеется, чем дальше расстояние, тем меньшим становится угол.
Неизбежные неточности.
Ошибки в плане определения параллакса вполне возможны, причём их число увеличивается по мере удаления объекта. Хотя, с помощью современных телескопов, можно измерить углы с точностью до тысячной, ошибки всё равно будут: на расстоянии 30 световых лет они составят примерно 7%, 150 св. лет
– 35%, а 350 св. лет – до 70%. Разумеется, большие неточности делают измерения бесполезными. Используя «метод параллакса», можно успешно определить расстояния до нескольких тысяч звёзд, расположенных в районе примерно 100 световых лет. Но в нашей галактике находятся более 100 миллиардов звёзд, диаметр которых составляет 100 000 световых лет!
Существует несколько вариантов метода «годичного параллакса», например
«вековой параллакс». Метод учитывает движение Солнца и всей Солнечной системы в направлении созвездия Геракла, со скоростью 20км/сек. При таком движении учёные имеют возможность собрать нужную базу данных для проведения успешного расчёта параллакса. За десять лет получено информации в 40 раз больше, чем это было возможно ранее.
Затем с помощью тригонометрических вычислений определяется расстояние до определённой звезды.
Расстояние до звёздных скоплений.
Проще вычислить расстояние до звёздных скоплений, особенно рассеянных.
Звёзды расположены относительно близко друг от друга, поэтому, вычислив расстояние до одной звезды, можно определить и расстояние до всего звёздного скопления.
Кроме того, в этом случае можно использовать статистические методы, позволяющие сократить число неточностей. Например, метод «сходящихся точек», он часто применяется астрономами. Он основывается на том, что при длительном наблюдении за звёздами рассеянного скопления выделяются движущиеся к общей точке, она и называется сходящейся точкой. Измерив, углы и радиальные скорости (то есть скорости приближения к Земле и удаления от неё), можно определить расстояние до звёздного скопления. При использовании этого метода возможно 15% неточностей при расстоянии в 1500 световых лет.
Он используется и при расстояниях в 15 000 световых лет, что вполне подходит для небесных тел в нашей Галактике.
Main Sequence Fitting – установление Главной последовательности.
Для определения расстояния до далёких звёздных скоплений, например до
Плеяд, можно действовать следующим образом: построить диаграмму Г-Р, на вертикальной оси отметить видимую звёздную величину (а не абсолютную, т.к. она зависит от расстояния), зависящую от температуры.
Затем следует сравнить полученную картину с диаграммой Г-Р Иад, у неё много общих черт в плане Главных последовательностей. Совместив две диаграммы как можно плотнее, можно определить Главную последовательность звёздного скопления, расстояние до которого надо измерить.
Затем следует использовать уравнение: m-M=5log(d)-5, где m – видимая звёздная величина;
M – абсолютная звёздная величина; d – расстояние.
По-английски этот метод называется «Main Sequence Fitting». Его можно использовать к таким рассеянным звёздным скоплениям, как NGC 2362, Альфа
Персея, III Цефея, NGC 6611.астрономы предпринимали попытки определить расстояние до известного двойного рассеянного звёздного скопления в созвездии Персея («h» и «chi»), где находится много звёзд-сверхгигантов. Но данные получились противоречивые. С помощью метода «Main Sequence Fitting» возможно определить расстояние до 20000-25000 световых лет, это пятая часть нашей Галактики.
Интенсивность света и расстояние.
Чем дальше расположено какое-либо небесное тело, тем его свет кажется слабее. Это положение согласуется с оптическим законом, в соответствии с которым интенсивность света «I» обратно пропорциональна расстоянию, возведённому в квадрат «d».
[I ~ 1/d2]
Например, если какая-либо галактика находится на расстоянии 10 миллионов световых лет, то другая галактика, расположенная в 20 миллионах световых лет, имеет блеск в четыре раза меньший по сравнению с первой. То есть с математической точки зрения связь между двумя величинами «I» и «d» точная и измеряемая. Говоря языком астрофизики, интенсивность света является абсолютной величиной звёздной величиной М какого-либо небесного объекта, расстояние до которого следует измерить.
Используя уравнение m-M=5log(d)-5 (оно отражает закон об изменении блеска) и зная, что m всегда можно определить при помощи фотометра, а М известна, измеряется расстояние «d». Итак, зная абсолютную звёздную величину, при помощи расчётов определить расстояние не сложно.
Межзвёздное поглощение.
Одна из главных проблем, связанных с методами измерения расстояния – проблема поглощения света. По пути на Землю свет преодолевает огромные расстояния, он проходит через межзвёздную пыль и газ. Соответственно часть света адсорбируется, и когда он доходит до установленных на Земле телескопов, уже имеет непервоначальную силу. Учёные называют это
«экстинкцией», ослаблением света. Очень важно вычислить количество экстинкции при использовании ряда методов, например, канделы. При этом должны быть известны точно абсолютные звёздные величины.
Несложно определить экстинкцию для нашей Галактики – достаточно принять во внимание пыль и газ Млечного Пути. Труднее определить экстинкцию света от объекта из другой галактики. К экстинкции по пути следования в нашей
Галактике надо прибавит и часть поглощённого света из другой.
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД.
Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает её, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится «вытолкнуть» звезду в дальнее пространство. Во время стадии формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.
Затем в течение длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав.
На первое место выступает масса звезды, именно от неё зависит будущее этого небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в чёрную дыру.
Как иссякает водород.
Только очень крупные среди небесных тел становятся звёздами, меньшие становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, чтобы в из недрах происходили ядерные реакции, характерные для звёзд.
Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвёздного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звёзд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звёзд, обладающих большой массой.
Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий.
Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из Главной последовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра «дегенерирует», в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.
Видоизменение материи.
Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры.
На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных гигантов. Её размеры значительно увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоёв падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше солнце войдёт в эту фазу, оно «проглотит» и Меркурий и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.
За время эволюции звезды температура её ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. это так называемый «helium flash». В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.
Последние фазы эволюции.
При трансформации гелия в углеводород ядро видоизменяется. Его температура повышается до тех пор, пока углерод не начнёт гореть.
Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря её массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность – оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.
Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего с ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и её масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Эта носит название «лимит Чандрасекара» в честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.
После вспышки внешних слоёв ядро звезды остаётся, и его поверхностная температура очень высока – порядка 100 000 оК. Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Её светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры.
Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звёзды небольшого диаметра, но отличающиеся очень высокой плотности, в полтора миллиона раз больше плотности воды.
Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Она понемногу остывает. Учёные полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования
Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от «термической смерти».
Если же звезда крупная, и её масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от неё останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором – останется небесное тело высочайшей плотности
– нейтронная звезда или чёрная дыра.
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ.
Согласно концепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и постоянными. Но эта теория претерпела значительные изменения с появлением в
XVII в. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся в течение последующих веков, продемонстрировали, что в действительности кажущееся постоянство небесных тел объясняется отсутствием техники для наблюдения или её несовершенством. Учёные пришли к выводу, что переменчивость является общей характеристикой всех видов звёзд. В течение эволюции звезда проходит несколько стадий, во время которых её основные характеристики – цвет и светимость – претерпевают глубокие изменения. Они происходят в течение существования звезды, а это десятки или сотни миллионов лет, поэтому человек не может быть очевидцем происходящего. У некоторых классов звёзд происходящие изменения фиксируются в короткие промежутки времени, например в течение нескольких месяцев, дней или части суток. Происходящие изменения звезды, её световые потоки можно многократно измерить в течение последующих ночей.
Измерения.
На самом деле эта проблема не так проста, как кажется на первый взгляд.
При проведении измерений необходимо учитывать атмосферные условия, а они меняются, причём иногда значительно в течение одной ночи. В связи с этим данные о световых потоках звёзд существенно разнятся.
Очень важно уметь отличить настоящие изменения светового потока, а они непосредственно связаны с блеском звезды, от кажущихся, они объясняются изменением атмосферных условий.
Для этого рекомендуется провести сравнение световых потоков наблюдаемой звезды с другими звёздами – ориентирами, видимыми в телескоп. Если изменения кажущиеся, т.е. связаны с изменением атмосферных условий, они коснуться всех наблюдаемых звёзд.
Получить верные данные о состоянии звезды на коком-то этапе – это первая ступень. Далее следует составить «кривую блеска» для фиксирования возможных изменений блеска. Она будет показывать изменение звёздной величины.
Переменные или нет.
Звёзды, звёздная величина которых непостоянна, называют переменными. У некоторых из них переменчивость лишь кажущаяся. В основном это звёзды, относящиеся к системе двойных. При этом, когда орбитальная плоскость системы более или менее совпадает с лучом зрения наблюдателя, ему может казаться, что одна из двух звёзд полностью или частично затмевается другой и является менее яркой. В этих случаях изменения периодичны, периоды изменения блеска затменных звёзд повторяются с интервалом, совпадающим с орбитальным периодом двойной системы звёзд. Эти звёзды называются
«затменные переменные».
Следующий класс переменных звёзд – «внутренние переменные». Амплитуды колебаний блеска этих звёзд зависят от физических параметров звезды, например от радиуса и температуры. В течение долгих лет астрономы вели наблюдения за изменчивостью переменных звёзд. Только в нашей Галактике зафиксировано 30000 переменных звёзд. Их разделили на две группы. К первой относятся «эруптивные переменные звёзды». Им свойственны однократные или повторяющиеся вспышки. Изменения звёздных величин эпизодичны. К классу
«эруптивных переменных», или взрывных, относятся также новые и сверхновые.
Ко второй группе – все остальные.
Цефеиды.
Существуют переменные звёзды, блеск которых меняется строго периодически.
Изменения происходят через определённые промежутки времени. Если составить кривую блеска, она чётко зафиксирует регулярность изменений, при этом форма кривой отметит максимальные и минимальные характеристики. Разница между максимальным и минимальным колебаниями определяет большое пространство между двумя характеристиками. Звёзды такого типа относятся к «переменным пульсирующим». По кривой блеска можно сделать вывод, что блеск звезды возрастает быстрее, чем убывает.
Переменные звёзды подразделяются на классы. За критерий берётся звезда- прототип, именно она даёт название классу. В качестве примера можно привести Цефеиды. Это название происходит от звезды Цефея. Это наиболее простой критерий. Есть и другой – звёзды подразделяются по спектрам.
Переменные звёзды можно разделить на подгруппы по разным критериям.
ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ.
Звёзды на небесном своде существуют в виде скоплений, ассоциация, а не как единичные тела. Звёздные скопления могут быть усеяны звёздами очень густо или нет.
Между звёздами могут существовать и более тесные связи, речь идёт о двойных системах, как их называют астрономы. В паре звёзд эволюция одной непосредственно влияет и на вторую.
Открытие.
Открытие двойных звёзд, в настоящее время их именно так называют, стало одним из первых открытий, осуществлённых при помощи астрономического бинокля. Первой парой этого типа звёзд стала Мицар из созвездия Большой
Медведицы. Открытие сделал итальянский астроном Риччоли. Учитывая огромное количество звёзд во Вселенной, учёные пришли к выводу, что Мицар среди них не единственная двойная система, и оказались правы, вскоре наблюдения подтвердили эту гипотезу. В 1804 году известный астроном Вильям Гершель, посвятивший 24 года научным наблюдениям, опубликовал каталог, содержащий описание примерно 700 двойных звёзд. Вначале учёные не знали точно, связаны ли физически друг с другом компоненты двойной системы.
Некоторые светлые умы полагали, что на двойные звёзды действует звёздная ассоциация в целом, тем более в паре блеск составляющих был неодинаков. В связи с этим создавалось впечатление, что они находятся не рядом. Для выяснения истинного положения тел было необходимо измерить параллактические смещения звёзд. Этим и занялся Гершель. К величайшему удивлению, параллактическое смещение одной звезды по отношению к другой при измерении дало неожиданный результат. Гершель заметил, что вместо симметрического колебания с периодом в 6 месяцев каждая звезда следует по сложному эллипсоидному пути. В соответствии с законами небесной механики два тела, связанных силой притяжения, двигаются по эллиптической орбите. Наблюдения
Гершеля подтвердили тезис о том, что двойные звёзды связаны физически, то есть силами тяготения.
Классификация двойных звёзд.
Различают три основных класса двойных звёзд: визуально-двойные, двойные фотометрические и спектрально-двойственные. Эта классификация не отражает в полной мере внутренние различия классов, но даёт представление о звёздной ассоциации.
Двойственность визуально-двойных звёзд хорошо видна в телескоп по мере их движения. В настоящее время идентифицировано около 70000 визуально-двойных, но только у 1% из них была точно определена орбита.
Такая цифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды могут составлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить путь по орбите – очень кропотливый труд, требующий проведения многочисленных расчётов и наблюдений из разных обсерваторий. Очень часто учёные располагают лишь фрагментами движения по орбите, остальной путь они восстанавливают дедуктивным методом, используя имеющиеся данные. Следует иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена к лучу зрения. В таком случае воссозданная орбита (видимая) будет значительно отличаться от истинной.
Если определена истинная орбита, известны период обращения и угловое расстояние между двумя звёздами, можно, применив третий закон Кеплера, определив сумму масс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас при этом тоже должно быть известно.
Двойные фотометрические звёзды.
О двойственности этой системы звёзд можно судить лишь по периодическим колебаниям блеска. При движении такие звёзды переменно загораживают друг друга. Их также называют «затменно-двойные звёзды». У этих звёзд плоскости орбит близки к направлению луча зрения. Чем большую площадь занимает затмение, тем более выражен блеск. Если проанализировать кривую блеска двойных фотометрических звёзд, можно определить наклон орбитальной плоскости.
С помощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы.
Если зафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два снижения (минимума). Период времени, за который фиксируются три последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному периоду.
Периоды двойных фотометрических звёзд значительно короче по сравнению с периодами визуально-двойных звёзд и составляют срок несколько часов или несколько дней.
Спектрально-двойственные звёзды.
С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи телескопа как визуально-двойные звёзды. Двойные звёзды, определяемые с помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально- двойственные. Не все двойные звёзды являются спектральными. Два компонента двойных звёзд могут отдаляться и приближаться в радиальном направлении.
Наблюдения свидетельствуют о том, что двойные звёзды встречаются в основном в нашей Галактике. Сложно определить процентное соотношение двойных и одинарных звёзд. Если действовать методом вычитания и из всего звёздного населения вычесть число идентифицированных двойных звёзд, можно сделать вывод, что они составляют меньшинство. Этот вывод может быть ошибочным. В астрономии есть понятие «эффект отбора». Для определения двойственности звёзд надо идентифицировать их основные характеристики. Для этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложно определить двойные звёзды. Например, визуально-двойные звёзды не всегда можно увидеть на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние между компонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксировать фотометрические и спектрально-двойственные звёзды, их блеск должен быть достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного измерения длины волн в спектральных линиях.
Число звёзд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так велико. По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойные звёзды составляют от 30% до 70% звёздного населения.
НОВЫЕ ЗВЁДЫ.
Переменные взрывные звёзды состоят из белого карлика и звезды Главной последовательности, как Солнце, или постпоследовательности, как красный гигант. Обе звезды следуют по узкой орбите с периодичностью в несколько часов. Они находятся на близком расстоянии друг от друга, в связи с чем они тесно взаимодействуют и вызывают эффектные явления.
С середины XIX века учёные фиксируют на оптической полосе переменных взрывных звёзд преобладание фиолетового цвета в определённое время, это явление совпадает с наличием пиков на кривой блеска. По этому принципу звёзды разделили на несколько групп.
Классические новые звёзды.
Классические новые звёзды отличаются от переменных взрывных тем, что их оптические вспышки не имеют повторяющегося характера. Амплитуда кривой их блеска выражена чётче, и подъём к максимальной точке происходит значительно быстрее. Обычно они достигают максимального блеска за несколько часов, за этот период времени новая звезда приобретает звёздную величину равную примерно 12, то есть световой поток увеличивается на 60000 единиц.
Чем медленнее происходит процесс подъёма к максимуму, тем менее заметно и изменение блеска. Новая звезда недолго остаётся в положении «максимум», обычно этот период занимает время от нескольких дней до нескольких месяцев.
Затем блеск начинает уменьшаться, сначала быстро, затем медленнее до обычного уровня. Длительность этой фазы зависит от разных обстоятельств, но её продолжительность составляет не менее нескольких лет.
У новых классических звёзд все эти явления сопровождаются неконтролируемыми термоядерными реакциями, происходящими в поверхностных слоях белого карлика, именно там находится «позаимствованный» водород от второго компонента звезды. Новые звёзды всегда двойные, один из компонентов обязательно – белый карлик. Когда масса компонента звезды перетекает к белому карлику, слой водорода начинает сжиматься и разогревается, соответственно температура повышается, гелий разогревается. Всё это происходит быстро, резко, в результате имеет место вспышка. Излучающая поверхность увеличивается, блеск звезды становится ярким, на кривой блеска фиксируется всплеск.
Во время активной фазы вспышки новая звезда достигает максимального блеска. Максимальная абсолютная звёздная величина составляет порядка от -6 до -9. у новых звёзд эта цифра достигается медленнее, у переменных взрывных звёзд – быстрее.
Новые звёзды существуют и в других галактиках. Но то, что мы наблюдаем, это лишь их видимая звёздная величина, абсолютную определить нельзя, так как неизвестно их точное расстояние до Земли. Хотя в принципе можно узнать абсолютную звёздную величину новой, если она находится в максимальной близости от другой новой звезды, расстояние до которой известно.
Максимальная абсолютная величина высчитывается по уравнению:
M=-10.9+2.3log (t). t – это время, за которое кривая блеска новой звезды падает до 3 звёздных величин.
Карликовые новые звёзды и повторяющиеся новые.
Ближайшими родственниками новых звёзд являются карликовые новые звёзды, их прототип «U Близнецов». Их оптические вспышки практически аналогичны вспышкам новых звёзд, но имеются различия в кривых блесках: их амплитуды меньше. Отмечаются различия и в повторяемости вспышек – у новых карликовых звёзд они случаются более или менее регулярно. В среднем раз в 120 дней, но иногда и через несколько лет. Оптические вспышки новых длятся от нескольких часов до нескольких дней, после чего за несколько недель блеск уменьшается и, наконец, достигает обычного уровня.
Существующую разницу можно объяснить различными физическими механизмами, провоцирующими оптическую вспышку. В «U Близнецов» вспышки происходят из-за внезапного изменения процентного соотношения материи на белом карлике – её увеличения. В результате имеет место огромный выброс энергии. Наблюдения за карликовыми новыми звёздами в фазе затмения, то есть когда белый карлик и диск, окружающий его, закрываются звездой – компонентом системы, точно свидетельствуют о том, что именно белый карлик, вернее, его диск является источником света.
Повторяющиеся новые звёзды представляют собой нечто среднее между классическими новыми и карликовыми новыми звёздами. Как следует из названия, их оптические вспышки повторяются регулярно, что роднит их с новыми карликовыми звёздами, но происходит это через несколько десятков лет. Усиление блеска во время вспышки более выражено и составляет около 8 звёздных величин, эта черта приближает их к классическим новым звёздам.
РАССЕЯНЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.
Рассеянные звёздные скопления найти несложно. Их называют галактическими скоплениями. Речь идёт об образованиях, включающих от нескольких десятков до нескольких тысяч звёзд, большая часть которых видна невооружённым глазом. Звёздные скопления предстают перед наблюдателем как участок неба, густо усеянный звёздами. Как правило, такие области концентрации звёзд хорошо заметны на небе, но бывает, причём довольно редко, что скопление практически неразличимо. Для того чтобы определить, является какой-либо участок неба звёздным скоплением или речь идёт о звёздах, просто близко расположенных друг к другу, следует изучить их движение и определить расстояние до Земли. Звёзды, составляющие скопления, движутся в одном направлении. Кроме того, если звезды, находящиеся не далеко друг от друга, расположены на одинаковом расстоянии от Солнечной системы, они, конечно, связаны между собой силами притяжения и составляют рассеянное скопление.
Классификация звёздных скоплений.
Протяжённость этих звёздных систем варьируется от 6 до 30 световых лет, средняя протяжённость составляет примерно двенадцать световых лет. Внутри звёздных скоплений звёзды сконцентрированы хаотично, бессистемно. Скопление не имеет чётко выраженной формы. При классификации звёздных скоплений следует принимать во внимание угловые измерения, приблизительное общее количество звёзд, степень их концентрации в скоплении и разницу в блеске.
В 1930 году американский астроном Роберт Трамплер предложил классифицировать скопления по следующим параметрам. Все скопления подразделялись на четыре класса по принципу концентрации звёзд и обозначались римскими цифрами от I до IV. Каждый из четырёх классов делится на три подкласса по однородности блеска звёзд. К первому подклассу относятся скопления, в которых звёзды имеют примерно одну степень светимости, к третьему – с существенной разницей в этом плане. Затем американский астроном ввёл ещё три категории классификации звёздных скоплений по числу звёзд, входящих в скопление. К первой категории «p» относятся системы, в которых менее 50 звёзд. Ко второй «m» - скопление, имеющие от 50 до 100 звёзд. К третьей – имеющие более 100 звёзд. Например, в соответствии с этой классификацией, звёздное скопление, обозначенное в каталоге как «I 3p», представляет собой систему, состоящую менее чем из 50 звёзд, густо сконцентрированных в небе и обладающих разной степенью блеска.
Однородность звёзд.
Все звёзды, относящиеся к какому-либо рассеянному звёздному скоплению, имеют характерную черту – однородность. Это значит, что они образовались из одного и того же газового облака и сначала существования имеют одинаковый химический состав. Кроме того, есть предположение, что все они появились в одно время, то есть имеют одинаковый возраст. Существующие между ними различия можно объяснить разным ходом развития, а это определяется массой звезды с момента её образования. Учёным известно, что крупные звёзды имеют меньший срок существования по сравнения с малыми звёздами. Крупные эволюционируют значительно быстрее. В основном рассеянные звёздные скопления представляют собой небесные системы, состоящие из относительно молодых звёзд. Этот вид звёздных скоплений дислоцируется в основном в спиральных ветвях Млечного Пути. Именно эти участки являлись в недавнем прошлом активными зонами звёздообразования. Исключения составляют скопления
NGC 2244, NGC 2264 и NGC6530, их возраст равен нескольким десяткам миллионов лет. Это небольшой срок для звёзд.
Возраст и химический состав.
Звёзды рассеянных звёздных скоплений связаны между собой силой притяжения. Но из-за того, что эта связь недостаточно крепкая, рассеянные скопления могут распадаться. Это происходит за длительное время. Процесс расформирования связан с влиянием гравитации одиночных звёзд, расположенных недалеко от скопления.
Старых звёзд в составе рассеянных звёздных...
ВНИМАНИЕ!
Текст просматриваемого вами реферата (доклада, курсовой) урезан на треть (33%)!
Чтобы просматривать этот и другие рефераты полностью, авторизуйтесь на сайте:
|
|
|
Добавлено: 2010.10.21
Просмотров: 1367
|
Notice: Undefined offset: 1 in /home/area7ru/area7.ru/docs/linkmanager/links.php on line 21
При использовании материалов сайта, активная ссылка на AREA7.RU обязательная! |
