трусики женские украина

На головну

Зірки: їх народження, життя і смерть - Авіація і космонавтика

Міністерство освіти і науки Російської Федерації

Санкт-Петербургская державна лесотехническая академія ім. С.М. Кирова

Факультет економіки і управління

Реферат

На тему: «Зірки: їх народження, життя і смерть»

Виконало: Рапенок М.В

ФЭУ (сокр.пр.080109),1 курс

Заочне відділення

№ з/кн 60216

Санкт-Петербург 2010 р.

Вступ.

. Ничего. немає більш простого, ніж зірка...

(А. С. Еддінгтон)

Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують і вмирають.

Щоб прослідити життєвий шлях зірки і зрозуміти, як вони старіють, необхідно знати, як вони виникають. У минулому це представлялося великою загадкою. Сучасні ж астрономи вже можуть з великою упевненістю детально описати шляхи, ведучі до появи яскравих зірок на нашому нічному небозводі.

1.Основні зіркові характеристики

1.1 Светімость

Светимость визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія має в своєму розпорядженні цілком надійні методи, то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близьких зірок, видалених на відстань, що не перевищують трохи десятків парсек[1], відстань визначається відомим ще з початку минулого сторіччя тригонометричним методом, що полягає у вимірюванні нікчемно малих кутових зміщень зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різний час року. Цей метод має досить велику точність і досить надійний. Однак для більшості інших більш видалених зірок він вже не годиться: дуже малі зміщення положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги. На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але, проте, досить надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, по деяких особливостях їх випромінювання, що спостерігаються.

По своїй светимости зірки дуже сильно розрізнюються. Є зірки білі і блакитні сверхгиганты (їх, правда, порівняно трохи), светимости яких перевершують светимость Сонця в десятки і навіть сотні тисяч разів. Але більшість зірок складають "карлики", светимости яких значно менше сонячної, часто в тисячі разів. Характеристикою светимости є так звана "абсолютна величина" зірки. Видима зіркова величина залежить, з одного боку, від її светимости і кольору, з іншою - від відстані до неї. Зірки високої светимость мають негативні абсолютні величини, наприклад -4, -6. Зірки низької светимости характеризуються великими позитивними значеннями, наприклад +8, +10.

1.2 Температура

Температура визначає колір зірки і її спектр. Так, наприклад, якщо температура поверхні шарів зірок 3-4тыс. До., то її колір червонуватий, 6-7 тис. Дуже гарячі зірки з температурою понад 10-12 тис. К. мають білий або голубуватий колір. У астрономії існують цілком об'єктивні методи вимірювання кольору зірок. Останній визначається так званим "показником кольору", рівним різниці фотографічної і візуальної величини. Кожному значенню показника кольору відповідає певний тип спектра.

У холодних червоних зірок спектри характеризуються лініями поглинання нейтральних атомів металів і смугами деяких найпростіших з'єднань (наприклад, CN, СП, Н20 і інш.). По мірі збільшення температури поверхні в спектрах зірок зникають молекулярні смуги, слабшають багато які лінії нейтральних атомів, а також лінії нейтрального гелію. Сам вигляд спектра радикально міняється. Наприклад, у гарячих зірок з температурою поверхневих шарів, перевищуючої 20 тис. До, спостерігаються переважно лінії нейтрального і ионизованного гелію, а безперервний спектр дуже інтенсивний в ультрафіолетовій частині. У зірок з температурою поверхневих шарів біля 10 тис. До найбільш інтенсивні лінії водня, в той час як у зірок з температурою біля 6 тис. К. лінії іонізованого кальцію, розташовані на межі видимої і ультрафіолетової частини спектра.

1.3 Спектри зірок

Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Зараз прийнята так звана гарвардская спектральна класифікація. У ній десять класів, позначених латинськими буквами: О, В, А, F, G, K, M. Существующая система класифікації зіркових спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр з точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зіркових спектрів між класами В і А означається як В0, В1... У9, А0 і так далі. Спектр зірок в першому наближенні схожий на спектр випромінюючого "чорного" тіла з деякою температурою Т. Еті температури плавно міняються від 40-50 тисяч кельвинов у зірок спектрального класу Про до 3000 кельвинов у зірок спектрального класу М. В відповідності з цим основна частина випромінювання зірок спектральних класів Про і В доводитися на ультрафіолетову частину спектра, недоступну для спостереження з поверхні землі.

Характерною особливістю зіркових спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, належних різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок. Відмінності в спектрах насамперед пояснюються відмінністю в температурах зовнішніх шарів зірки. З цієї причини стан іонізації і збудження різних елементів в зовнішніх шарах зірок різко відрізняються, що приводить до сильних відмінностей в спектрах.

1.4 Хімічний склад зірок

Хімічний склад зовнішніх шарів зірки, звідки до нас «безпосередньо» приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водня. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість інших елементів порівняльна невелико. Приблизно на кожні 10000 атомів водня доводиться тисяча атомів гелію, біля десяти атомів кисня, трохи менше вуглеводу і азоту і усього лише один атом заліза. Велика кількість інших елементів абсолютно нікчемна.

Можна сказати, що зовнішні шари зірок - це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою більш важких елементів.

Хоч хімічний склад зірок в першому наближенні однаковий, все ж є зірки, що показують певні особливості в цьому відношенні. Наприклад, є зірка з аномально високим змістом вуглеводу, або зустрічаються об'єкти з аномально високим змістом рідких земель. Якщо у переважної більшості зірок велика кількість літію абсолютно нікчемна (приблизне 1011от водні), то зрідка попадаються «унікуми», де цей рідкий елемент досить рясний. Укажемо ще на два рідких феномени. Є зірки, в спектрах яких виявлені лінії не існуючого на Землі в «природному» стані елемента технеция. Цей елемент не має жодного стійкого ізотопу. Самий довгоживучий ізотоп живе усього лише біля 200 000 років - термін за зірковими масштабами абсолютно нікчемний. Нарешті, відома зірка, в зовнішніх шарах якої гелій представлений переважно у вигляді найрідшого на Землі изотопа3Не.

1.5 Маса зірок

Астрономія не розташовувала і не має в цей час в своєму розпорядженні метод прямого і незалежного визначення маси (тобто не вхідної до складу кратних систем) ізольованої зірки. І це вельми серйозна нестача нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно більш швидким. Маса зірок змінюється в порівняно вузьких межах. Дуже мало зірок, маси яких більше або менше сонячної в 10 раз. У такій ситуації астрономи мовчазно приймають, що зірки з однаковою светимостью і кольором мають однакову масу. Вони визначаються тільки для двійчастих систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж светимостью і кольором має таку ж масу, як і її "сестра", вхідна до складу двійчастої системи, завжди потрібно приймати з деякою обережністю.

Вважається, що об'єкти з масою меншими 0,02 М вже не є зірками. Вони позбавлені внутрішніх джерел енергії, і їх светимость близька до нуля. Звичайно ці об'єкти відносять до планет. Найбільша безпосередньо виміряна маса не перевищує 60 М.

2.Народження зірок

Сучасна астрономія має в своєму розпорядженні велику кількість аргументів на користь твердження, що зірки утворяться шляхом конденсації хмар газово-пылевой міжзоряної середи. Процес утворення зірок з цієї середи продовжується і в цей час. З'ясування цієї обставини є одним з найбільших досягнень сучасної астрономії. Ще порівняно недавно вважали, що всі зірки утворилися майже одночасно багато мільярдів років тому. Краху цих метафізичних уявлень сприяв, передусім, прогрес спостережливої астрономії і розвиток теорії будови і еволюції зірок. У результаті стало ясно, що багато які зірки, що спостерігаються є порівняно молодими об'єктами, а деякі з них виникли тоді, коли на Землі вже була людина.

Важливим аргументом на користь висновку про те, що зірки утворяться з міжзоряної газово-пылевой середи, служить розташування груп явно молодих зірок в спіральних гілках Галактики. Справа в тому, що згідно з радіоастрономічними спостереженнями міжзоряний газ концентрується переважно в спіральних рукавах галактик. Зокрема, це має місце і в нашій Галактиці. Більш того з детального "радіо зображень" деяких близьких до нас галактик слідує, що найбільша густина міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх (по відношенню до центра відповідної галактики) краях спіралі. Але саме в цих частинах спіралей спостерігаються методами оптичної астрономії "зони НН", тобто хмари ионизованного міжзоряного газу. Причиною іонізації таких хмар може бути тільки ультрафіолетове випромінювання масивних гарячих зірок - об'єктів явно молодих.

Ми можемо представити картину еволюції якої-небудь зірки таким чином. По деяких причинах (їх можна указати декілька) почала конденсуватися хмара міжзоряної газово-пылевой середи. Досить скоро (за астрономічними масштабами!) під впливом сил всесвітнього тяжіння з цієї хмари утвориться порівняно щільна непрозора газова куля. Цю кулю ще не можна назвати зіркою, оскільки в його центральних областях температура недостатня для того, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не в змозі поки зрівноважити сили тяжіння окремих його частин, тому він буде безперервно стискуватися. Деякі астрономи раніше вважали, що такі протозвезды спостерігаються в окремих туманностях у вигляді дуже темних компактних освіт, так званих глобул. Успіхи радіоастрономії, однак, примусили відмовитися від такої досить наївної точки зору. Звичайно одночасно утвориться не одна протозвезда, а більш або менш численна група їх. Надалі ці групи стають зірковими асоціаціями і скупченнями, добре відомими астрономам.

При стисненні протозвезды температура її підвищується, і значна частина потенційної енергії, що звільняється випромінюється в навколишній простір. Оскільки розміри газової кулі, що стискується дуже великі, то випромінювання з одиниці його поверхні буде незначним.

Надалі протозвезда продовжує стискуватися. Її розміри стають менше, а поверхнева температура зростає, внаслідок чого спектр стає все більш раннім. Таким чином, рухаючись по діаграмі "спектр - светимость", протозвезда досить швидко "сяде" на головну послідовність. У цей період температура зіркових надр вже виявляється достатньою для того, щоб там почалися термоядерні реакції. При цьому тиск газу всередині майбутньої зірки врівноважує тяжіння, і газова куля перестає стискуватися. Протозвезда стає зіркою.

3.Як влаштована зірка і як вона живе

Зірки не залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. У Всесвіті постійно народжуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти, як еволюціонує зірка, як міняються з течією часу її зовнішні параметри - розмір, светимость, маса, необхідно проаналізувати процеси, що протікають в надрах зірки. А для цього треба знати, як влаштовані ці надра, їх хімічний склад, температуру, густину, тиск. Але спостереженням доступні лише зовнішні шари зірок - їх атмосфери. Проникнути вглиб навіть найближчої зірки - Сонця - ми не можемо. Доводиться вдаватися до непрямих методів: розрахункам, комп'ютерному моделюванню. При цьому користуються даними про зовнішні шари, відомими законами фізики і механіки, загальними як для Землі, так і для зіркового миру.

Умови в надрах зірок значно відрізняються від умов в земних лабораторіях, але елементарні частинки - електрони, протони, нейтрони там ті ж, що і на Землі. Зірки складаються з тих же хімічних елементів, що і наша планета. Тому до них можна застосовувати знання, отримані в лабораторіях.

Спостереження показують, що більшість зірок стійкі, т. е. вони помітно не розширяються і не стискуються протягом тривалих проміжків часу.

Визначення хімічного складу і фізичних умов в центральних частинах зірок дозволило вирішити питання про джерела зіркової енергії. При температурі 10-30 млн. градусів і наявності великого числа ядер водня протікають термоядерні реакції, в результаті утворяться ядра різних хімічних елементів. Не всі можливі ядерні реакції заслуговують роль джерел зіркової енергії, а тільки такі, які виділяють досить велику енергію і можуть продовжуватися протягом декількох мільярдів років життя зірки.

Термін життя зірки прямо залежить від її маси. Зірки з масою в 100 раз більше сонячної живуть усього декілька мільйонів років. Якщо маса становить дві-три сонячних, термін життя збільшується до мільярда років.

Вік Сонця приблизно 4,5-5 млрд. років, і за цей час воно майже не змінило свого розміру і яскравості.

Астрономи не в змозі прослідити життя однієї зірки від початку і до кінця. Навіть самі короткоживущие зірки існують мільйони років - довше за життя не тільки однієї людини, але і всього людства. Однак вчені можуть спостерігати багато зірок що знаходяться на самих різних стадіях свого розвитку, - щойно що народилися і вмираючі. По численних зіркових портретах вони стараються відновити еволюційний шлях кожної зірки і написати її біографію.

Життєвий шлях зірки досить складений. Протягом своєї історії вона розігрівається до дуже високих температур і остигає до такої міри, що в її атмосфері починають утворюватися пылинки. Зірка розширяється до грандіозних розмірів, порівнянних з розмірами орбіти Марса, і стискується до декількох десятків кілометрів. Светимость її зростає до величезних величин і падає майже до нуля.

Життя зірки не завжди протікає гладко. Картина її еволюції ускладнюється обертанням, іноді дуже швидким, на межі стійкості (при швидкому обертанні відцентовий сили прагнуть розірвати зірку). Деякі зірки володіють швидкістю обертання на поверхні 500-600 км/з. Для Сонця ця величина складає біля 2 км/з. Сонце - зірка відносно спокійна, але навіть воно випробовує коливання з різними періодами, на його поверхні відбуваються вибухи і викиди речовини. Активність деяких інших зірок незрівнянно вище. На певних етапах своєї еволюції зірка може стати змінною, почавши регулярно міняти свій блиск, стискуватися і знову розширятися. А іноді на зірках відбуваються сильні вибухи. Коли вибухають самі масивні зірки, їх блиск на короткий термін може перевищити блиск всіх інших зірок галактики разом взятих.

По сучасних уявленнях, життєвий шлях одиночної зірки визначається її початковою масою і хімічним складом. Чому рівна мінімальна можлива маса зірки, ми з упевненістю сказати не можемо. Справа в тому, що маломассивные зірки дуже слабі об'єкти і спостерігати їх досить важко. Теорія зіркової еволюції затверджує, що в тілах менше ніж сім-вісім сотих часткою маси Сонця довготривалі атомні реакції йти не можуть. Ця величина близька до мінімальної маси зірок, що спостерігаються, їх светимость менше сонячної в десятки тисяч разів. Температура на поверхні подібних зірок не перевершує 2-3 тисячі градусів, це пурпурно червоні карлики.

У зірках великої маси, навпроти реакції протікають з величезною швидкістю. Якщо маса зірки, що народжується перевищує 50-70 сонячної маси, то після загоряння термоядерного палива надзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском може просто скинути надлишок маси. Через декілька мільйонів років, а може бути і раніше, ці зірки можуть вибухнути, як сверхновые (так називають зірки, що вибухають з великою енергією спалаху).

Важливу роль в житті зірки грає магнітне поле. З магнітним полем пов'язані практично всі вияви сонячної активності: плями, спалаху, факели і інш. На зірках, магнітне поле яких сильніше сонячного, ці процеси протікають з більшою інтенсивністю. Зокрема, змінність блиску деяких таких зірок пояснюють появою плям, аналогічних сонячним, але закриваючих десятки відсотків їх поверхні. Однак фізичні механізми, що обумовлюють активність зірок, ще не до кінця вивчені. Найбільшої інтенсивності магнітні поля досягають на компактних зіркових залишках білих карликах і особливо нейтронних зірках.

4.Зірки вмирають

Перетворення, «вигоряння», водня в гелій при термоядерній реакції відбувається в центральних областях зірки, в умовах високих температур.

У зовнішніх областях зірки водень не «вигоряє» через низьку температуру і низькому тиску. Оскільки кількість водня в центральних областях зірки обмежена, рано або пізно (в залежності від маси зірки) він практично весь «вигорить». При цьому процесі маса і радіус центральної області зірки меншають.

Що станеться, коли реакція «гелій-вуглевод» вичерпає себе, вигорить весь гелій, а так само припиниться ядерна реакція «водень-гелій» в тонкій оболонці ядра?

Зірки з масою до 1,4 маси Сонця, істотну частину своєї маси, створюючу їх зовнішню оболонку, "скидають".(див. мал. 1.) Через трохи десятків тисяч років, мить в космічних масштабах, оболонка розсіюється і залишається невелика, дуже гаряча і щільна зірка. Повільно остигаючи, вона перетворюється в «білого карлика» (білий - тобто дуже гарячий).

«Білі карлики» як би «визрівають» в надрах «червоних гігантів». «Білі карлики», в яких весь водень вигорів і ядерні реакції припинилися, являють собою, видимо, останній етап еволюції зірки. Поступово остигаючи, вони випромінюють все менше і менше енергії, светимость падає, гравітаційні сили стискають речовину. «Білі карлики» поступово переходять в розряд «чорних карликів» - холодних зірок величезної густини і невеликого розміру (порядку земного при масі порядку сонячної). Цей процес триває сотні мільйонів років.

Так припиняє своє існування більшість зірок. Однак фінал життя зірок, маса яких перевищує сонячну, може бути інакшим. Деякі зірки на певному етапі своєї еволюції вибухають. У цих випадках говорять про спалах «сверхновой».

Спалах «сверхновой» зірки - вельми рідке явище. У великих зіркових системах, подібних нашій Галактиці, спалаху «сверхновых» відбуваються в середньому раз в сто років.

Існує декілька гіпотез про причину вибухів зірок, що спостерігаються як «сверхновые». Єдиної точки зору немає. Можливий варіант - катастрофічно швидке виділення потенційної енергії гравітаційних сил при різкому скороченні розмірів ядра.

Якщо зірки з масою менше 1,4 маси Сонця можуть подолати етап еволюції від протозвезды до «червоного гіганта» і «білого карлика», то зірки, у яких маса складає від 1,4 до 2, 5 маси Сонця, не можуть перейти в стійкий стан «білого карлика». Після скидання оболонки вони катастрофічно швидко стискуються до розмірів порядку 10 км. При цьому швидкість обертання повинна різко зрости. Теоретичні розрахунки показують, що такі зірки складаються з речовини густиною до 1015 р/см3. Це вже «щільно упаковані» нейтрони, створюючі нейтронні зірки (див. мал. 1).

Первинна температура поверхні нейтронів зірки - сотні мільйонів градусів (до мільярда). Однак зірка швидко остигає. Навіть у разі високої температури поверхні нейтронна зірка є дуже складним об'єктом для спостереження через малі розміри. Тобто намагатися виявити нейтронні зірки по тепловому і електромагнітному випромінюванню марно.

Якщо в ядрі зірки «вигорів» весь водень, то тиск газу в ядрі не може зрівноважити гравітаційні сили при масі зірки, що перевищує деяку межу (за різними оцінками від 2,5 до 10 маси Сонця).

Зірка починає стискуватися з величезною швидкістю, густина речовини починає різко зростати. Через дуже короткий час (секунди!) зірка може перетворитися в сверхплотную точку, буде роздавлена своєю власною масою - гравітаційний колапс. Такий об'єкт називають гравітаційною могилою, або чорною дірою.

Перетворившись в чорну діру, небесне тіло не зникає з Всесвіту. Чорна діра поглинає світлові промені, що йдуть від неї на більш значну відстань. Чорна діра може вступати в гравітаційну взаємодію з іншими тілами: вона може втримувати біля себе планети або утворювати з іншою зіркою двійчасту систему.

Чорну діру неможливо побачити. Зате можливо, спостерігаючи за рухом зірок, виявити (по «зміщенню» спектра випромінювання) напрями і величини їх швидкостей. Сьогодні відомо декілька точок у Всесвіті, до яких сходяться вектора швидкостей навколишніх зірок. Можливо, в цих точках знаходяться чорні діри.

Відмітимо, що одиночна зірка не може накопичити масу, що перевищує 100 сонячної маси. При такій масі зірки радіаційний тиск зсередини зірки приведе до вибуху. Безпосередніми спостереженнями зірки з масою більше за 75 маси Сонця не виявлені. Зірки з масою більш ніж 25 маси Сонця нестійкі і втрачають газ під дією радіаційного тиску або при вибухових процесах.

Висновок

За період небагато чим більш двох сторіч уявлення про зірки змінилося кардинально. З незбагненно далеких і байдуже світлових точок на небі вони перетворилися в предмет всебічного фізичного дослідження.

Завдяки розвитку спостережливих технологій, астрономи отримали можливість дослідити не тільки видиме, але і невидиме оку випромінювання зірок. Зараз вже багато що відоме про їх будову і еволюцію, хоч немало залишається і незрозумілого.

Список літератури

Шкловський И.С. Звезди: їх народження, життя і смерть. - 3-е изд., перераб. -М.: Наука, Головна редакція фізико-математичної літератури, 1984-384с.

Томилин А.Н. Тайни народження зірок і планет. - М.: Освіти, 2008 - 176с.

Бабусин А.Н. Современние концепції природознавства: лекції. 3-е изд., испр. і доп. - СПб.: видавництво «Лань», 2002-160с.

Чернин А.Д. Звезди і фізика - М.: Наука. Головна редакція физико - математичної літератури, 1984 - 160с.

[1] Парсек- поширена в астрономії внесистемная одиниця вимірювання відстані.

Авіація і космонавтика
Автоматизація та управління
Архітектура
Астрологія
Астрономія
Банківська справа
Безпека життєдіяльності
Біографії
Біологія
Біологія і хімія
Біржова справа
Ботаніка та сільське господарство
Валютні відносини
Ветеринарія
Військова кафедра
Географія
Геодезія
Геологія
Діловодство
Гроші та кредит
Природознавство
Журналістика
Зарубіжна література
Зоологія
Видавнича справа та поліграфія
Інвестиції
Інформатика
Історія
Історія техніки
Комунікації і зв'язок
Косметологія
Короткий зміст творів
Криміналістика
Кримінологія
Криптологія
Кулінарія
Культура і мистецтво
Культурологія
Логіка
Логістика
Маркетинг
Математика
Медицина, здоров'я
Медичні науки
Менеджмент
Металургія
Музика
Наука і техніка
Нарисна геометрія
Фільми онлайн
Педагогіка
Підприємництво
Промисловість, виробництво
Психологія
Психологія, педагогіка
Радіоелектроніка
Реклама
Релігія і міфологія
Риторика
Різне
Сексологія
Соціологія
Статистика
Страхування
Будівельні науки
Будівництво
Схемотехніка
Теорія організації
Теплотехніка
Технологія
Товарознавство
Транспорт
Туризм
Управління
Керуючі науки
Фізика
Фізкультура і спорт
Філософія
Фінансові науки
Фінанси
Фотографія
Хімія
Цифрові пристрої
Екологія
Економіка
Економіко-математичне моделювання
Економічна географія
Економічна теорія
Етика

8ref.com

© 8ref.com - українські реферати


енциклопедія  бефстроганов  рагу  оселедець  солянка