трусики женские украина

На головну

Фізика зірок - Астрономія

Республіка Татарстан

Екзаменаційний реферат по астрономії

на тему:

Фізика Зірок

Виконав учень

Зайнутдінов Ф. М.

11 В класу, шк.6.

Перевірив:

Калистратова С.С.

м. Бугульма, 2001 рік

ВВЕДЕННЯ

Зіркове небо у всі часи займало уяву людей. Чому запалюються зірки? Скільки їх сяє в ночі? Чи Далеко вони від нас? Чи Є межі у зіркового Всесвіту? З глибокої древності людина задумувалася над цими і багатьма іншими питаннями, прагнула зрозуміти, і осмислити пристрій того великого світу, в якому ми живемо.

Самі ранні уявлення людей про нього збереглися в казках і легендах. Пройшли віки і тисячоліття, перш ніж виникла і отримала глибоке обгрунтування і розвиток наука про Всесвіт, що розкрила нам чудову простату, дивний порядок світобудови. Недаремно ще в древній Греції її називали Космосом а це слово спочатку означало «порядок» і «красу».

Системи світу - це уявлення про розташування в просторі і русі Землі, Сонця, Місяця, планет, зірок і інших небесних тіл.

У древнеиндийской книзі, яка називається «Рігведа», що означає «Книга гімнів», можна знайти опис - одне з самих перших в історії людства - всього Всесвіту як єдиного цілого. Згідно «Рігведе», вона влаштована не дуже складно. У ній є, передусім, Земля. Вона представляється безмежною плоскою поверхнею - «обширним простором». Ця поверхня покрита зверху небом. А небо - це блакитне, усіяне зірками «зведення». Між небом і Землею - «світлове повітря».

Від науки це було дуже далеке. Але важливо тут інше. Чудова і грандіозна сама зухвала мета - обійняти думкою весь Всесвіт. Звідси бере джерела упевненість в тому, що людський розум здатний осмислити, зрозуміти, розгадати її пристрій, створити в своїй уяві повну картину світу.

СОНЦЕ І ЗІРКИ

У ясну безмісячну ніч, коли ніщо не заважає спостереженню, людина з гострим зором побачить на небозводі не більш двох - трьох тисяч мерехтливих крапочок. У списку, складеному у 2 віці до нашої ери славнозвісному древньогрецький астрономом Гиппархом і доповненим пізнім Птолемеєм, означається 1022 зірки. Гевелий же, останній астроном, що робив такі підрахунки без допомоги телескопа, довів їх число до 1533.

Але вже в древності підозрювали про існування великого числа зірок, невидимих оком. Демокрит, великий вчений древності, говорив, що біляста смуга, що протяглася через все небо, яку ми називаємо Молочним Шляхом, є насправді з'єднання світла безлічі невидимих окремо зірок. Спори про будову Молочного Шляху продовжувалися віками. Рішення - на користь здогадки Демокріта - прийшло в 1610 році, коли Галілей повідомив про перші відкриття, зроблені на небі за допомогою телескопа. Він писав із зрозумілим хвилюванням і гордістю, що тепер вдалося «зробити доступними оку зірки, які раніше ніколи не були видимими і число яких щонайменше в десять разів більше числа зірок, відомих издревле».

Але і це велике відкриття все ще залишало мир зірок загадковим. Невже всі вони, видимі і невидимі, дійсно зосереджені в тонкому сферичному шарі навколо Сонця?

Ще до відкриття Галілея була висловлена абсолютно несподівана, на ті часи чудово смілива думка. Вона належить Джордано Бруно, трагічна доля якого всім відома. Бруно висунув ідею про те, що наше Сонце - це одна із зірок Всесвіту. Усього тільки одна з великої безлічі, а не центр всього Всесвіту. Але тоді і будь-яка інша зірка також цілком може володіти своєю власною планетною системою.

Якщо Коперник указав місце Землі аж ніяк не в центрі світу, то Бруно і Сонце позбавив цьому привілею.

Ідея Бруно породила немало разючих слідств. З неї витікала оцінка відстаней до зірок. Дійсно, Сонце - це зірка, як і інше, але тільки сама близька до нас. Тому - то воно таке велике і яскраве. А на яку відстань треба відсунути світило, щоб і воно виглядало так, як, наприклад, Сіріус? Відповідь на це питання дав голландський астроном Гюйгенс (1629 - 1695). Він порівняв блиск цих двох небесних тіл, і ось що виявилося: Сіріус знаходиться від нас в сотні разів далі, ніж Сонце.

Щоб краще представити, як велика відстань до зірки, скажемо, що промінь світла, що пролітає за одну секунду 300 тисяч кілометрів, затрачує на подорож від Сіріуса до нас декілька років. Астрономи говорять в цьому випадку про відстань в декілька світлових років. За сучасними уточненими даними, відстань до Сіріуса - 8,7 світлових років. А відстань від нас до сонця всього 8 світлових хвилин.

Звісно, різні зірки відрізняються один від одного (це і враховане в сучасній оцінці відстань до Сіріуса). Тому визначення відстаней до них і зараз часто залишається дуже важкою, а іноді і просто нерозв'язною задачею для астрономів, хоч з часу Гюйгенса вигадане для цього немало нових способів.

Чудова ідея Бруно і заснований на ній розрахунок Гюйгенса стали рішучим кроком до оволодіння таємними Всесвіту. Завдяки цьому межі наших знань про мир сильно розсувалися, вони вийшли за межі Сонячної системи і досягли зірок.

3везды бувають новонародженими, молодими, середнього віку і старими. Нові зірки постійно утворяться, а старі постійно вмирають.

Самі молоді, які називаються зірками типу Т Тельця (по одній із зірок в сузір'ї Тельця), схожі на Сонці, але набагато молодше за його. Фактично вони всі ще знаходяться в процесі формування і є прикладами протозвезд (первинних зірок).

Це змінні зірки, їх светимость міняється, оскільки вони ще не вийшли на стаціонарний режим існування. Навколо багатьох зірок типу Т Тельця є диски речовини, що обертаються; від таких зірок обійдуть могутні вітри. Енергія речовини, яка падає на протозвезду під дією сили тяжіння, перетворюється в тепло. У результаті температура всередині протозвезды весь час підвищується. Коли центральна її частина стає настільки гарячою, що починається ядерний синтез, протозвезда перетворюється в нормальну зірку. Як тільки починаються ядерні реакції, у зірки з'являється джерело енергії, здатний підтримувати її існування протягом дуже довгого часу. Наскільки довгого - це залежить від розміру зірки на початку цього процесу, але у зірки розміром з наше Сонце палива хватити на стабільне існування протягом приблизно 10 мільярдів років.

Однак трапляється, що зірки, набагато більш масивні, ніж Сонце, існують усього декілька мільйонів років; причина в тому, що вони стискають своє ядерне паливо з набагато більшою швидкістю.

Нормальні зірки

Всі зірки в основі своїй схожі на наше Сонце: це величезні кулі дуже гарячого світлового газу, в самій глибині яких виробляється ядерна енергія. Але не всі зірки в точність таку, як Сонце. Саме явна відмінність - це колір. Є зірки червонуваті або голубуваті, а не жовті.

Крім того, зірки розрізнюються і по яскравості, і по блиску. Наскільки яскравою виглядає зірка в небі, залежить не тільки від її істинної светимости, але також і від відстані, що відділяє її від нас. З урахуванням відстаней, яскравість зірок міняється в широкому діапазоні: від однієї десятитысячной яскравості Сонця до яскравості більш ніж мільйона Сонць. Переважна більшість зірок, як виявилося, розташовується ближче до тьмяного краю цієї шкали. Сонце, яке в багатьох відносинах є типовою зіркою, володіє набагато більшою светимостью, ніж більшість інших зірок. Неозброєним оком можна побачити дуже невелику кількість слабих за своєю природою зірок. У сузір'ях нашого неба головну увагу залучають до себе "сигнальні вогні" незвичайних зірок, тих, що володіють дуже великою светимостью.

Чому ж зірки так сильно розрізнюються по своїй яскравості? Виявляється, тут все залежить від маси зірки.

Кількість речовини, що міститься в конкретній зірці, визначає її колір і блиск, а також те, як блиск міняється у часі.

Гіганти і карлики

Самі масивні зірки одночасно і самі гарячі, і самі яскраві. Виглядають вони білими або голубуватими. Незважаючи на свої величезні розміри, ці зірки виробляють таку колосальну кількість енергії, що всі їх запаси ядерного палива перегорають за які-небудь декілька мільйонів років.

У протилежність ним зірки, що володіють невеликою масою, завжди неяскраві, а колір їх - червонуватий. Вони можуть існувати протягом довгих мільярдів років.

Однак серед дуже яскравих зірок в нашому небі є червоні і оранжеві. До них відносяться і Альдебаран - око бика в сузір'ї Телець, і Антарес в Скорпіонові. Як же можуть ці холодні эвезды зі слабо світловими поверхнями суперничати з розжареними дочиста зірками типу Сіріуса і Веги?

Відповідь складається в тому, що ці эвезды дуже сильно розширилися і тепер по розміру набагато перевершують нормальні червоні зірки. З цієї причини їх називають гігантами, або навіть сверхгигантами.

Завдяки величезній площі поверхні, гіганти випромінюють незмірно більше енергії, ніж нормальні зірки на зразок Сонця, незважаючи на те що температура їх поверхні значно нижче. Діаметр червоного сверхгиганта - наприклад, Бетельгейзе в Оріоне - в декілька стільники разів перевершує діаметр Сонця. Навпаки, розмір нормальної червоної зірки, як правило, не перевершує однієї десятої розміру

Сонця. По констрасту з гігантами їх називають "карликами". Гігантами і карликами зірки бувають на разцых стадіях свого життя, і гігант може зрештою перетворитися в карлика, досягши "немолодого віку".

ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ ЗІРКИ

Звичайна зірка, така, як Сонце, виділяє знергию за рахунок перетворення водня в гелій в ядерній печі, що знаходиться в самої її серцевині. Сонце містить безліч водня, однак запаси його не нескінченні. За останні 5 мільярдів років Зі лнце вже витрачало половину водневого палива і зможе підтримувати своє існування протягом ще 5 мільярдів років, перш ніж запаси водня в його ядрі вичерпаються. А що потім?

Після того як зірка витрачає водень, що міститься в центральній її частині, всередині зірки відбуваються великі зміни. Водень починає перегорати не в центрі, а в оболонці, яка збільшується в розмірі, розбухає. У результаті розмір самої звез ды різко зростає, а температура її поверхні падає. Саме цей процес і народжує червоних гигаитов і зверх-гігантів. Оп є частыо тієї нослсдовательности змін, яка називається зірковою еволюцією і яку проходять всі зірки. У кінцевому результаті всі зірки старіють і вмирають, але тривалість кожної окремої зірки визначається її масою. Масивні зірки проносяться через свій життєвий цикл, закінчуючи його ефектним вибухом.

Зірки більш скромних розмірів, включаючи і Сонце, навпаки, в кінці життя стискуються, перетворюючись в білі карлики.

Після чого вони просто гаснуть.

У процесі превращеиия з червоного гіганта в білий карлик зірка може скинути свої зовнішні шари, як легку оболонку, оголивши при цьому ядро. Газова оболонка яскраво світиться під дією могутнього випромінювання зірки, температура якої на поверхні може досягати 100 000"С. Когда такі світлові газові пузирі були уперше виявлені, вони були названі планетарними туманностями, посколку вони часто виглядають як кола типу планетного диска, якщо користуватися маленьким телескопом. Насправді ж вони, звісно, нічого спільного з планетами не мають!

ЗІРКОВІ СКУПЧЕННЯ

Мабуть, майже всі зірки народжуються групами, а не окремо. Тому немає нічого дивного в тому, що зіркові скупчення - річ вельми поширена. Астрономи люблять вивчати зіркові скупчення, тому що їм відомо, що всі зірки, входяшие в скупчення, утворилися приблизно в один і той же час і приблизно на однаковій відстані від нас. Будь-які помітні відмінності в блиску між такими зірками є істинними відмінностями. Які б коллосальные зміни ні зазнали цих зірок з течією часу, починали вони всі одночасно. Особливо корисне вивчення зіркових скупчень з точки зору залежності їх властивостей від маси - адже вік цих зірок і їх відстань від Землі приблизно однакові, так що відрізняються вони один від одного тільки своєю масою.

Зіркові скупчення цікаві не тільки для наукового вивчення - вони виключно красиві як об'єкти для фотографування і для спостереження астрономами-аматорами. Є два типи звеэдных скупчень: відкриті і кульові. Ці назви пов'язані з їх зовнішнім виглядом. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякій дільниці неба більш або менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, являють собою як би сферу, так щільно заповнену зірками, що в її центрі окремі зірки невиразні.

Відкриті зіркові скупчення

Напевно, самим славнозвісним відкритим зірковим скупченням є Плеяди, або Сім сестер, в сузір'ї Тельця. Незважаючи на таку назву, більшість людей може роздивитися без допомоги телескопа лише шість зірок. Загальна кількість зірок в цьому скупченні - десь між 300 і 500, і всі вони знаходяться на дільниці розміром в 30 світлових років в поперечнике і на відстані 400 світлових років від нас.

Вік цього скупчення - всього 50 мільйонів років, що по астрономічних стандартах зовсім трохи, і містить воно дуже масивні світлові зірки, які не встигли ще перетворитися в гіганти. Плеяди - це типове відкрите зіркове скупчення; звичайно в таке скупчення входить від декількох сотень до декількох тисяч зірок.

Серед відкритих зіркових скупчень набагато більше молодих, ніж старих, а самі старі навряд чи нараховують більше за 100 мільйонів років. Вважається, що швидкість, з якою вони утворяться, з течією часу не міняється.

Справа в Тому, що в старіших скупченнях зірки поступово віддаляються один від одного, поки не змішаються з основною безліччю зірок - тих самих, тисячі яких з'являються перед нами в нічному небі. Хоч тяжіння до деякої міри втримує відкриті скупчення разом, вони все ж досить неміцні, і тяжіння іншого об'єкта, наприклад великої міжзоряної хмари, може їх розірвати.

Деякі зіркові групи на стільки слабо утримуються разом, що їх називають не скупченнями, а зірковими асоціаціями. Вони існують не дуже довго і звичайно складаються з дуже молодих зірок поблизу міжзоряних хмар, з яких вони виникли. У зіркову асоціацію входить від 10 до 100 зірок, розкиданих в області розміром в декілька сотень світлових років.

Хмари, в яких утворяться зірки, сконцеитрированы в диску нашої Галактики, і саме там виявляють відкриті зіркові скупчення. Якщо врахувати, як багато хмар міститься в Молочній Дорозі і яке безліч пилу знаходиться в міжзоряному просторі, то стане очевидним, що ті 1200 відкритих зіркових скупчень, про які ми знаємо, повинні становити лише нікчемну частину усього їх числа в Галактиці. Можливо, їх загальна кількість досягає 100 000.

Кульові зіркові скупчення

В протилежність відкритим, кульові скупчення являють собою сфери, щільно заповнені зірками, яких там нараховуються сотні тисяч і навіть мільйони. Зірки в цих скупченнях розташовані так густо, що, якби наше Сонце належало до якого-небудь кульового скупчення, ми могли б бачити в нічному небі неозброєним оком більше за мільйон окремих зірок. Розмір типового кульового скупчення - від 20 до 400 світлових років.

У щільно набитих центрах цих скупчень зірки знаходяться в такій близькості одна до іншої, що взаємне тяжіння зв'язує їх один з одним, утворюючи компактні двійчасті зірки.

Іноді відбувається навіть повне злиття зірок; при тісному зближенні зовнішні шари зірки можуть руйнуватися, виставляючи на прямий огляд центральне ядро. У кульових скупченнях двійчасті зірки зустрічаються в 100 раз частіше, ніж де-небудь ще. Деякі з цих двойняшек є джерелами рентгенівського випромінювання.

Навколо нашої Галактики ми знаємо біля 200 кульових зіркових скупчень, які розподілені по всьому величезному кулястому гало, що містить в собі Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більш або менш в той же час, що і сама Галактика: від 10 до 15 мільярдів років тому. Схоже на те, що скупчення утворилися, коли частини хмари, з якої була створена Галактика, розділилися на більш дрібні фрагменти. Кульові скупчення не розходяться, тому що зірки в них сидять дуже тісно, і їх могутні взаємні сили тяжіння зв'язують скупчення в щільне єдине ціле.

Кульові зіркові скупчення спостерігаються не тільки навколо нашої Галактики, але і навколо інших галактик будь-якого сорту. Саме яскраве кульове скупчення, легко видиме неозброєним оком, це Омега Кентавра в південному сузір'ї Кентавр. Воно знаходиться на відстані 16 500 світлових років від Сонця і є самим обширним з всіх відомих скупчень:

його діаметр - 620 світлових років. Самим яскравим кульовим скупченням північної півкулі є М13 в Геркулесові, його насилу, але все ж можна розрізнити неозброєним оком.

У 1596 р. голландський спостерігач зірок, аматор, на ім'я Давид Фабріциус (1564-1617), виявив досить яскраву зірку в сузір'ї Кита; зірка ця поступово стала тьмяніти і через декілька тижнів взагалі зникла з вигляду. Фабрициус був першим, хто описав спостереження змінної зірки.

Ця зірка отримала назву Світу - чудова. За період часу в 332 дні Миру змінює свій блиск від приблизно 2-й зіркової величини (на рівні Полярної зірки) до 10-й зіркової величини, коли вона стає набагато більш слабою, ніж необхідна для спостереження неозброєним оком. У наші дні відомі багато які тисячі змінних зірок, хоч більшість з них міняє свій блиск не так драматично, як Миру.

Існують різні причини, по яких зірки міняють свій блиск. Причому блиск іноді змінюється на багато світлових величин, а іноді так незначний, що цю зміну можна виявити лише за допомогою дуже чутливих приладів. Деякі зірки міняються регулярним.

Інші - несподівано гаснуть або раптово спалахують. Зміни можуть відбуватися циклічно, з періодом в декілька років, а можуть траплятися в прочитані секунди. Щоб зрозуміти, чому та або інакша зірка є змінною, необхідно спочатку точно прослідити, яким чином вона міняється. Графік зміни зіркової величини змінної зірки називається кривою блиску, Щоб накреслити криву блиску, вимірювання блиску потрібно провести регулярно. Для точного вимірювання зіркових величин професійні астрономи використовують прилад, званий фотометром, численні спостереження змінних зірок виробляються астрономами-аматорами. З помощыо спеціально підготовленої карти і після деякої практики не так уже складно судити про зіркову величину перемеиной зірки прямо на око, якщо порівнювати її з постійними зірками, розташованими рядом.

Графіки блиску змінних звеэд показують, що деякі зірки мсняются регулярним (правильним) образом - дільниця їх графіка на відрізку времеии певної довжини (періоді) повторюється знов і знов. Інші ж зірки міняються абсолютно непередбачувано. Кпиравильным змінним зіркам відносять пульсуючі зірки і двійчасті зірки. Кількість світла міняється тому, що зірки пульсують або викидають хмари речовини. Але є інша група змінних зірок, які є двійчастими (бінарними). Коли ми бачимо зміну блиску бінарних зірок, це означає, що сталося одне з декількох возможпых явищ. Обидві зірки можуть виявитися на лінії нашого зору, оскільки, рухаючись по своїх орбітах, вони можуть пройти прямо одна перед інший. Подібні системи називаються затменно-двійчастими зірками. Самий славнозвісний приклад такого роду - зірка Алголь в сузір'ї Персея. У тісно розташованій парі матеріал може спрямовуватися з однієї зірки на іншу, нерідко викликаючи драматичні наслідки.

ПУЛЬСУЮЧІ ЗМІННІ ЗІРКИ

Деякі з найбільш правильних змінних зірок пульсують, стискуючись і знов збільшуючись - як би вібрують з певною частотою, приблизно так, як це відбувається зі струною музичного інструмента. Найбільш відомий тип подібних зірок - цефеиды, названі так але зірці Дельта Цефея, що являє собою типовий приклад. Це зірки сверхгиганты, їх маса перевершує масу Сонця в 3 - 10 разів, а светимость їх в сотні і навіть тисячі разів вище, ніж у Сонця. Період пульсації цефеид вимірюється днями. У процесі пульсації цефеиды як площа, так і температура її поверхні змінюються, що спричиняє загальну зміну її блиску.

Миру, перша з описаних змінних зірок, і інша подібна їй зірки зобов'язані своєю змінністю пульсаціям. Це холодні червоні гіганти в останній стадії свого істота вания, вони ось-ось полностыо скинуть, як шкаралупу, свої зовнішні шари і створять планетарну туманність. Більшість червоних сверхгигантов, подібні Бетельгейзе в Оріоне, змінюються лише в деяких межах.

Використовуючи для спостережень спеціальну техніку, астрономи виявили на поверхні Бетельгейзе великі темні плями.

Зірки типу RR Ліри представляють іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато Хто з них знаходиться в кульових зіркових скупченнях. Як правило, вони міняють свій блиск на одну зіркову величину приблизно за добу, їх властивості, як і властивості цефеид, використовують для обчислення астрономічних відстаней.

Неправильні змінні зірки

R Північної Корони і зірки, подібні їй, поводяться абсолютно непередбачуваним образом. Звичайно цю зірку можна роздивитися неозброєним оком. Кожні декілька років її блиск падає приблизно до восьмої зіркової величини, а потім поступово зростає, повертаючись до колишнього рівня. Повидимому, причина тут в тому, що ця зірка-надгігант скидає з себе хмари вуглеводу, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразок сажі. Якщо одна з цих густих чорних хмар проходить між нами і зіркою, воно затуляє світло зірки, поки хмара не розсіється в просторі.

Зірки цього типу проводять густий пил, що має важливе значення в областях, де утворяться зірки.

СПАЛАХУЮЧІ І ДВІЙЧАСТІ ЗІРКИ

Спалахуючі зірки

Магнітні явища на Сонці є причиною сонячних плям і сонячних спалахів, але вони не можуть существепно вплинути на яскравість Сонця. Для деяких зірок - червоних карликів - це не так: на них подібні спалахи досягають величезних масштабів, і в результаті світлове випромінювання може зростати на цілу зіркову величину, а те і більше. Найближча до Сонця зірка, Проксима Кентавра, є однією з таких спалахуючих зірок. Ці світлові викиди не можна передбачити зазделегідь, а продовжуються вони усього декілька хвилин.

Двійчасті зірки

Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до двійчастих систем, так що двійчасті зірки, що обертаються по орбітах одна навколо іншої, явище вельми поширене.

Приналежність до двійчастої системи дуже сильно впливає на все життя зірки, особливо коли напарники знаходяться близько один до одного. Потоки речовини, що спрямовуються від однієї зірки на іншу, приводять до драматичних спалахів, таких, як вибухи нових і сверхновых зірок.

Двійчасті зірки утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки двійчастої системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякої точки, лежачої між ними і званої центром гравітації цих зірок. Це можна уявити собі як точку опори, якщо уявити зірки що сидять на дитячих качелях: кожна на своєму кінці дошки, встановленої на колоду. Чим далі зірки один від одного, тим довше тривають їх шляхи по орбітах. Більшість двійчастих зірок (або просто - двійчастих) дуже близькі один до одного, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть в самі могутні телескопи. Якщо відстань між партнерами досить велика, орбітальний період може вимірюватися роками, а іноді цілим сторіччям або навіть болше. Двійчасті зірки, які можна побачити роздільно, називаються видимими двійчастими.

Відкриття двійчастих зірок

Частіше за все двійчасті зірки визначаються або по незвичайному руху більш яскравою з двох, або по їх спільному спектру. Якщо яка-небудь зірка здійснює на небі регулярні коливання, це означає, що у неї є невидимий партнер. Тоді говорять, що це астрометричний двійчаста зірка, виявлена за допомогою вимірювань її положення. Спектроскопические двійчасті зірки виявляють по змінах і особливих характеристиках їх спектрів, Спектр звичайної зірки, на зразок Сонця, подібний безперервній райдузі, перетненій численними вузькими щілинами - так званими лініями поглощепия. Точні кольори, на яких розташовані ці лінії, змінюються, якщо зірка рухається до нас або від нас. Це явище називається ефектом Допплера. Коли зірки двійчастої системи рухаються по своїх орбітах, вони навперемінно те наближаються до нас, то віддаляються. Внаслідок лииии їх спектрів переміщаються на деякій дільниці райдуги. Такі жваві лінії спектра говорять про те, що зірка двійчаста. Якщо обидва учасники двійчастої системи мають приблизно однаковий блиск, в спектрі можна побачити два набори ліній. Якщо одна із зірок набагато яскравіше інше, її світло буде домінувати, але регулярне зміщення спектральних ліній все одно видасть її істинну двійчасту природу.

Измеренне швидкостей зірок двійчастої системи і застосування законного тяжіння являють собою важливий метод визначення маси зірок. Вивчення двійчастих зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зіркової маси. Проте в кожному конкретному випадку не так просто отримати точну відповідь.

Тісні двійчасті зірки

В системі близько розташованих двійчастих зірок взаємні сили тяжіння прагнуть розтягнути кожну з них, додати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильне, наступає критичний момент, коли речовина починає витікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область в формі трьохмірної вісімки, поверхня якої являє собою критичну межу. Ці дві грушеобразные фігури, кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна із зірок зростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї спрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Часто зірковий матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручується вихором, утворюючи так званий аккреционный диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактна двійчаста зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулю навколо двох зіркових ядер. Оскільки зрештою всі зірки розбухають, перетворюючись в гіганти, а багато які зірки є двійчастими, то взаимодействуюшие двійчасті системи - явище нерідке.

Одним з разючих результатів перенесення маси в двійчастих зірках є так званий спалах нової.

Одна зірка розширяється так, що заповнює свою порожнину Роша; це означає роздування зовнішніх шарів зірки до того моменту, коли її матеріал почне захоплюватися іншою зіркою, підкоряючись її тяжінню. Ця друга зірка - білий карлик. Раптово блиск збільшується приблизно на десять зіркових величин - спалахує нова. Відбувається не що інакше, як гігантський викид енергії за дуже короткий час, могутній ядерний вибух на поверхні білого карлика. Коли матеріал із зірки, що роздулася спрямовується до карлика, тиск в потоку матерії, що скидається різко зростає, а температура під новим шаром збільшується до мільйона градусів. Спостерігалися випадки, коли через десятки або сотні років спалаху нових повторювалися. Інші вибухи спостерігалися лише однжды, але вони можуть повторитися через тисячі років. На зірках інакшого типу відбуваються менш драматичні спалахи - карликові нові, - що повторюються через дні і місяці.

Коли ядерне паливо зірки виявляється витраченим і в її глибинах припиняється виробіток енергії, зірка починає стискуватися до центра. Сила тяжіння, направлена всередину, більше не урівноважується виштовхуючою силою гарячого газу.

Подальший розвиток подій залежить від маси матеріалу, що стискується. Якщо ця маса не перевершує сонячну більш ніж в 1,4 рази, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення не відбувається завдяки основній властивості електронів. Існує така міра стиснення, при якій вони починають відштовхуватися, хоч ніякого джерела теплової енергії вже немає. Правда, це відбувається лише тоді, коли електрони і атомні ядра стислі неймовірно сильно, утворюючи надзвичайно щільну матерію.

Білий карлик з масою Сонця по об'єму приблизно рівний Землі.

Усього лише чашка речовини білого карлика важила б на Землі сотню тонн. Цікаво, що чим масивніше білі карлики, тим менше їх об'єм. Що являє собою внутрішність білого карлика, уявити дуже важко. Швидше усього це щось на зразок єдиного гігантського кристала, який поступово остигає, стаючи все більш тьмяним і червоним. Насправді, хоч астрономи білими карликами називають цілу групу зірок, лише самі гарячі з них, з температурою поверхні біля 10 000 З, насправді білі. У кінцевому результаті кожний білий карлик перетвориться в темну кулю радіоактивного попелу абсолютно мертві останки зірки. Білі карлики настільки малі, що навіть найбільш гарячі з них випускають зовсім небагато світла, і виявити їх буває нелегко. Проте кількість відомих білих карликів зараз обчислюється сотнями; за оцінками астрономів, не менш десятою частиною всіх зірок Галактики - білі карлики. Сіріус, сама яскрава зірка нашого неба, є членом двійчастої системи, і його напарник - білий карлик під назвою Сиріус В.

НЕЙТРОННІ ЗІРКИ

Якщо маса зірки, що стискується перевершує масу Сонця більш ніж в 1,4 рази, то така зірка, досягши стадії білого карлика, на цьому не зупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку так великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. У результаті протони перетворюються в нейтрони, здатні прилягати один до одного без всяких проміжків. Густина иейтронных зірок перевершує навіть густина білих карликів; але якщо маса матеріалу не перевершує 3 сонячної маси, нейтрони, як і електрони, здатні самі запобігти подальшому стисненню. Типова нйтронная зірка має в поперечникс всього лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить біля мільярда тонн. Крім нечувано величезної густини, нейтронні зірки володіють ще двома особливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на так малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле. Загалом, обертаються всі зірки, але коли зірка стискується, швидкість її обертання зростає - точно так само, як фігурист на льоду обертається набагато швидше, коли притискує до себе руки. Нейтронна зірка здійснює декілька оборотів в секунду. Нарівні з цим виключно швидким обертанням, нейтронні зірки мають магнітне поле, в мільйони разів більш сильне, ніж у Землі.

ПУЛЬСАРЫ

Первыс пульсары були відкриті в 1968 р., коли радіоастроном виявили регулярні сигнали, що йдуть до нас з чотирьох точок Галактики. Вчені були уражені тим фактом, що якісь природні об'єкти можуть випромінювати радиоимпульсы в такому правильному і швидкому ритмі. Спочатку (правда, ненадовго) астрономи запідозрили участь деяких мислячих істот, обитаюших в глибинах Галактики. Але невдовзі було знайдене природне пояснення. У могутньому магнітному полі нейтронної зірки рухомі по спіралі електрони генерують радіохвилі, які випромінюються вузьким пучком, як промінь прожектора. Зірка швидко обертається, і радіопромінь перетинає лінію нашого спостереження, немов маяк. Деякі пульсары випромінюють не тільки радіохвилі, але і світлові, рентгенівські і гамма-промені. Період самих повільних пульсаров біля чотирьох секунд, а самих швидких - тисячні частки секунди. Обертання цих нейтронних зірок було по якихсь причинах ще більш прискорено; можливо, вони входять в двійчасті системи.

РЕНТГЕНІВСЬКІ ДВІЙЧАСТІ ЗІРКИ

В Галактиці знайдено, принаймні, 100 могутніх джерел рентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені володіють настільки великою енергією, що для виникнення їх джерела повинно статися щось незвичайне. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінювання могла б служити матерія, падаюча на поверхню маленької нейтронної зірки.

Можливо, рентгенівські джерела являють собою двійчасті зірки, одна з яких дуже маленька, але масивна; це може бути нейтронна зірка, білий карлик або чорна діра. Зірка-компаньйон може бути або массивиой зіркою, маса якої перевершує сонячну в 10 - 20 разів, або мати масу, перевершуючу масу Сонця не більш ніж вдвоє. Проміжні варіанти представляються надто малоймовірними. До таких ситуацій приводить складна історія еволюції і обмін масою в двійчастих системах, Фінальний результат залежить від початкової маси і початкової відстані між зірками.

У двійчастих системах з невеликою масою навколо нейтронної зірки утвориться газовий диск. У разі ж систем з болшими масою матеріал устремлется прямо в нейтронну зірку - її магнітне поле засмоктує його, як у воронку. Саме такі системи часто виявляються рентгенівськими пульсарами.

НОВІ І СВЕРХНОВЫЕ ЗІРКИ

При спалахах нових зірок виділяється енергія до 105380 Дж. Ті зірки, які невдало називають новими насправді існують і до спалаху. Це гарячі карликові зірки, які раптом за короткий термін (від діб до ста днів) збільшують свою светимость на багато зіркових величин, після чого повільно, іноді протягом багатьох років, повертаються до свого первинного стану. При спалахах нових зірок з їх атмосфер з швидкістю 1000 км/з викидаються зовнішні газові оболонки масою в тисячі разів меншої маси Сонця. Щорічно в галактиці спалахує не менше за 200 нових зірок, але з них ми помічаємо лише 2/3. Встановлено, що нові зірки - гарячі зірки в тісних двійчастих системах, де друга зірка набагато холодніше першої. Саме подвійність і є зрештою причиною спалаху нової зірки. У тісних двійчастих системах відбувається обмін газовою речовиною між компонентами. Якщо на гарячу зірку при цьому попадає велика кількість водня з другої зірки, це приводить до могутнього вибуху, і на Землі спостерігачі реєструють спалах нової зірки. Важко, майже неможливо уявити собі енергію, що виділяється при спалахах, або, точніше, вибухах сверхновых зірок. За декілька місяців сверхновая зірка випромінює в простір стільки ж енергії (10 543 0Дж), скільки Сонце за декілька мільярдів років. Причини вибухів сверхновых зірок достовірно не відомі, однак швидше усього вони відбуваються тому, що в процесі випромінювання зі зірки йде величезна кількість нейтронів і вона втрачає стійкість. До вибуху ядро сверхновой зірки має густину 10 510 0 кг/м 53 0 і температуру в декілька мільярдів кельвинов. Після різкого витоку нейтринов зірка за трохи сотих часткою секунди спадає всередину себе. Її ядро придбаває густину 10 517 0 кг/м 53 0 і температуру порядку 200 млрд. кельвинов. У оболонці, навколишній ядро, виникає вибухова реакція вигоряння вуглеводу і кисня. НайМогутніша вибухова хвиля зриває зовнішні оболонки зірки, і в цей момент ми бачимо спалах сверхновой. Підсумок спалаху залежить від первинної маси зірки. Якщо до вибуху зірка мала масу від 1,2 до 2 маси Сонця, то після вибуху вона перетворюється в нейтронну зірку. Існування таких об'єктів було передбачене ще в 1934 р. Вони складаються з нейтронів, в які перетворюються протони і ядра всіх більш важких елементів. Поперечники нейтронних зірок так малі (порядку 20 км), що будь-яка з них вільно розмістилася б на території Москви. Теоретичні розрахунки показують, що нейтронні зірки повинні дуже швидко обертатися навколо осі і володіти могутнім магнітним полем. У іншому випадку, коли маса зірки більш ніж вдвоє перевищує сонячну масу, внаслідок вибуху зірка перетворюється в чорну діру або коллапсар.

РОЗМІРИ ЗІРОК І ГУСТИНА ЇХ РЕЧОВИН

Розглянемо на простому прикладі як можна порівняти розміри зірок однакової температури, наприклад Сонця і Капели. Ці зірки мають однакові спектри, колір і температуру, але светимость Капели в 120 раз перевищує светимость Сонця. Оскільки при однаковій температурі яскравість одиниці поверхні зірок також однакова, то, значить, поверхня Капели більше, ніж Сонця в 120 раз, а діаметр і радіус її більше сонячних в корінь квадратний з 120, що приблизно дорівнює 11раз.

Визначити розміри інших зірок дозволяє знання законів випромінювання. Результати таких обчислень повністю підтвердилися, коли стало можливим вимірювати кутові діаметра зірок за допомогою оптичного приладу- зіркового интерферометра.

Зірки дуже великої светимости називаються сверхгигантами. Червоні сверхгиганты називаються такими і по розмірах. Бетельгейзе і Антарес в сотні разів більше Сонця по діаметру. Більш далека від нас VV Цефея настільки велика, що в ній вмістилася б Сонячна система з орбітами планет до орбіти Юпітера включно !!! Тим часом маса сверхгигантов більше сонячної усього лише в 30-40 раз. У результаті навіть середня густина сверхгигантов в тисячі разів менше ніж густина кімнатного

повітря.

При однаковій светимости розміри зірок тим менше, ніж ці зірки гаряче. Самими малими серед звичайних зірок є червоні карлики. Маса їх і радіуси - десяті частки сонячних, а середня густина в 10-100 раз вище за густину води. Ще менше червоних білі карлики - але те вже незвичайні зірки.

У близького до нас і яскравого Сіріуса (що має радіус вдвоє більше сонячного) є супутник, обіговій навколо нього з періодом 50 років. Для цієї двійчастої зірки відстань, орбіта і маса добре відомі. Обидві зірки білі, майже однаково гарячі. Отже, поверхні однакової площі випромінюють у цих зірок однакову к-ть енергії, але по светимости супутник в 10 000 раз слабіше, ніж Сіріус. Значить, його радіус менше в 100 раз, тобто він майже такий же як Земля. Тим часом маса у нього майже така ж як і у Сонця. Отже білий карлик має величезну густину - біля 10 59 0 кг/м 53 0. Існування газу такої густини було пояснене таким чином: звичайно межа густини ставить розмір атомів, що є системами, що складаються з ядра і електронної оболонки. При дуже високій температурі в надрах зірок і при повній іонізації атомів їх ядра і електрони стають незалежними один від одного. При колосальному тиск вышележащих шарів це "крошево" з частинок може бути стислий набагато сильніше, ніж нейтральний газ.

теоретично допускається можливість існування при деяких умовах зірок з густиною, рівної густини атомних ядер.

На прикладі білих карликів ми бачимо як астрофизические дослідження розширюють уявлення про будову речовини; поки такі умови в лабораторії створити неможливо. Тому астрономічні спостереження допомагають розвитку найважливіших фізичних уявлень.

ВСЕСВІТ

Більше всього на світі - сам Всесвіт, що охоплює і що включає в себе всі планети, зірки, галактики, скупчення, сверхскопления і осередки. Дальність дії сучасних телескопів досягає трохи мільярдів світлових років.

Планети, зірки, галактики вражають нас дивною різноманітністю своїх властивостей, складністю будови. А як влаштований весь Всесвіт, Вселений загалом?

Її головна властивість - однорідність. Про це можна сказати і точніше. Уявимо собі, що ми в думках виділили у Всесвіті дуже великий кубічний об'єм, з ребром в 500 мільйонів світлових років. Підрахуємо, скільки в ньому галактик. Зробимо такі ж підрахунки для інших, але так же гігантських об'ємів, розташованих в різних частинах Всесвіту. Якщо все це проробити і порівняти результати, то виявиться, що в кожному з них, де б їх ні брати, міститься однакове число галактик. Те ж саме буде і при підрахунку скупчень або навіть осередків.

Всесвіт з'являється перед нами всюди однакової - «суцільної» і однорідної. Простіше за пристрій і не вигадати. Треба сказати, що про це люди вже давно підозрювали. Вказуючи з міркувань максимальної простоти пристрою на загальну однорідність світу, чудовий мислитель Паськаль (1623-1662) говорив, що мир - це коло, центр якого скрізь, а коло ніде. Так за допомогою наочного геометричного образу він затверджував однорідність світу.

У однорідному світі всі «місця» равноправны і будь-яке з них може претендувати на, що воно - Центр світу. А якщо так, то, значить, ніякого центра світу зовсім не існує.

У Всесвіту є і ще одна найважливіша властивість, але про нього ніколи навіть і не догадувалися. Всесвіт знаходитися в русі - вона розширяється. Відстань між скупченнями і сверхскоплениями постійно зростає. Вони як би розбігаються один від одного. А мережа комірчастої структури розтягується.

У всі часи люди вважали за краще вважати Всесвіт вічним і незмінним. Ця точка зору панувала аж до 20-х років нашого віку. У той час вважалося, що вона обмежена розмірами нашої Галактики. Шляхи можуть народжуватися і вмирати, Галактика все одно залишається все тієї ж, як незмінним залишається ліс, в якому покоління за поколінням зміняються дерева.

Справжній переворот в науці про Всесвіт зробили в 1922 - 1924 роках роботи ленинградского математика і фізика А. Фрідмана. Спираючись на щойно створену тоді А. Ейнштейном загальну теорію відносності, він математично довів, що мир - це не щось застигле і незмінне. Як єдине ціле він живе своїм динамічним життям, змінюється у часі, розширяючись або стискуючись по суворо певних законах.

Фридман відкрив рухливість зіркового Всесвіту. Це було теоретичний прогноз, а вибір між розширенням і стисненням треба зробити на основі астрономічних спостережень. Такі спостереження в 1928 - 1929 роках вдалося проробити Хабблу, відомому вже нам досліднику галактик.

Він виявив, що далекі галактики і цілі їх колективи рухаються, віддаляючись від нас у всі сторони. Але так і повинно виглядати, відповідно до прогнозів Фрідмана, загальне розширення Всесвіту.

Звісно, це не означає, що галактики розбігаються саме від нас. Інакше ми повернулися б до старих переконань, до докоперниковой картини світу з Землею в центрі. Насправді загальне розширення Всесвіту відбувається так, що всі вони віддаляються один від одного, і з будь-якого місця картина цього розбігання виглядає так, як ми бачимо її з нашої планети.

Якщо Всесвіт розширяється, то, значить, в далекому минулому скупчення були ближче один до одного. Більше за те: з теорії Фрідмана слідує, що п'ятнадцять - двадцять мільярдів років тому ні зірок, ні галактик ще не було і вся речовина було перемішено і стисле до колосальної густини. Ця речовина була тоді і немислимо гарячою. З такого особливого стану і почалося загальне розширення, яке привело згодом до освіти Всесвіту, який ми бачимо і знаємо її зараз.

Загальні уявлення про будову Всесвіті складалися протягом всієї історії астрономії. Однак тільки в нашому віці змогла з'явитися сучасна наука про будову і еволюцію Вселену - космологія.

ВИСНОВОК

Ми знаємо будову Всесвіту у величезному об'ємі простору, для перетину якого світлу потрібно мільярди років. Але допитлива думка людини прагне проникнути далі. Що лежить за межами області світу, що спостерігається? Чи Нескінченний Всесвіт по об'єму? І її розширення - чому воно почалося і чи буде воно завжди продовжуватися в майбутньому? А яке походження «прихованої» маси? І нарешті, як зародилося розумне життя у Всесвіті?

Чи Є вона ще де-небудь крім нашої планети? Остаточні і повні відповіді на ці питання поки відсутні.

Всесвіт невичерпний. Невтомна і прагнення знання, що примушує людей задавати всі нові і нові питання про мир і настирливо шукати відповіді на них.

СПИСОК ЛІТЕРАТУРИ

Космос: Збірник. "Науково - популярна література" (Сост. Ю. І. Коптев і С. А. Нікитін; Вступ. ст. академіка Ю. А. Осипьяна; Оформл. і макет В. Італьянцева; Рис. Е. Азанова, Н. Котляровського, В. Цикоти. - Л.: Подітий. лит., 1987. - 223 з., мул.)

І. А. Клімішин. "Астрономія наших днів" - М.: «Наука»., 1976. - 453 з.

А. Н. Томілін. "Небо Землі. Нариси по історії астрономії" (Науковий редактор і автор передмови доктор фізико-математичних наук К. Ф. Огородников. Рис. Т. Оболенської і Б. Стародубцева. Л., «Подітий. лит.», 1974. - 334 з., мул.)

"Енциклопедичний словник юного астронома" (Сост. Н. П. Ерпильов. - 2-е изд., перераб. і доп. - М.: Педагогіка, 1986. - 336с., мул.)

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