Реферати українською » » Сонце і зірки


Реферат Сонце і зірки

Страница 1 из 3 | Следующая страница

Зірки.

Що таке зірка.

Вони восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над споруджуваними єгипетськими пірамідами. Одні говорили і самі зірки вказували шлях фінікійським мореплавцям і каравелам Колумба, споглядали я з висот Столетнюю війну, і вибух ядерної бомби в Хіросімі. Одним людям бачив у них очі богів й існують самі боги, іншим – срібні цвяхи, вбиті в кришталевий купол небес, третім – отвори, якими струменіє небесний світло.

Постоянство і непізнаванність зірок древні вважали неодмінною умовою існування світу. Давні єгиптяни вважали, що, коли розгадають природу зірок, настане кінець світу. Інші народи вірили, що таке життя Землі припиниться, щойно сузір'я Гончих псів наздожене Велику Медведицу. Напевно, їм дуже важливо було усвідомлювати, у цьому невічному і мінливому світі залишається щось непідвладне часу.

Тож не дивно, що зміни у світі зірок здавна вважалися провісниками значних подій. Відповідно до Біблії, раптово спалахнула зірка провістила світу народженні Пресвятої Богородиці, іншу зірка – Полынь – буде знаком кінця світу.

Упродовж багатьох тисячоліть астрологи звіряли за зірками життя окремих осіб і аж держав, хоч і попереджали у своїй, що роль зірок в предначертании долі велика, але з абсолютна. Зірки радять, а чи не прогнозують, говорили вони.   

Але йшло час, і стали дедалі частіше оцінювати зірки з іншого, менш романтичної погляду, зірки стали розглядатися як фізичні об'єкти, для описи котрих цілком відомих законів природи, а винахід нових астрономічних приладів дозволило з відповіддю «що таке зірка?».

На початку сучасності, переважно завдяки трудам астрофізика Артура Еддінгтона, остаточно сформувалося уявлення про звёздах як "про раскалённых газових кулях, заключающих у своїх надрах джерела – термоядерний синтез ядер гелію з ядер водню. Згодом з'ясувалося, що у звёздах можуть синтезуватися і більше важкі хімічні елементи. За сучасними уявленнями, життєвий шлях одиночній зірки визначається її початковій масою і хімічний склад. У тілах масою менше, ніж 7-8 сотої частки маси Сонця довгострокові термоядерні реакції йти що неспроможні. Ця величина близька до мінімальної масі можна побачити зірок. Їх світність менше сонячної кілька десятків тисяч разів. Температура лежить на поверхні подібних зірок не перевершує 2-3 тис. градусів. У звёздах великий маси, навпаки, ці реакції протікають із великою швидкістю. Якщо маса народжуваної зірки перевищує 50-70 сонячних мас, то після загоряння термоядерне паливо надзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском може просто скинути надлишок маси. За кілька мільйонів років, і може бути прибутковим і раніше, ці зірки можуть вибухнути як наднові

Що ж до хімічного складу зірок, то, на них виявлено жодного невідомого хімічного елемента. Єдиний елемент – гелій – відкрили спочатку на Сонце і потім Землі. Найбільш рясним елементом в звёздах є водень, приблизно втричі менше міститься у них гелію. Після водню і гелію на звёздах найпоширеніші самі елементи, які переважають в хімічний склад Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та інших. Важливу роль життя зірки грає її магнітне полі. З магнітним полем пов'язані майже всі прояви сонячної активності: плями, спалахи, смолоскипи. Найбільшою інтенсивності магнітні поля досягають на компактних звёздных залишках – білих карликів і особливо нейтронних звёздах.

Коли дивитися на зірки як природні об'єкти, то природний шлях до пізнання лежить через вимір і зіставлення властивостей.

Зняття мірки зі зірок.

Блиск.

Перше, що помічає людині в спостереженні нічного неба, - це різна яскравість (блиск) зірок. Видимый блиск зірок становить звёздных величинах. Історично що склалася система звёздных величин привласнювала 1-шу величину найяскравішим зіркам, а 6-ту – найслабшим. Згодом це шкалу вдосконалили. Було ухвалено, що різницю у п'ять звёздных величин відповідає відмінності в видимої яскравості рівно в 100 раз. Отже, різниця у одну звёздную величину означає, що зірка яскравіше другий - у ~ 2.512 разу. Для точних вимірів шкала виявилася занадто грубої, тому довелося вводити дробные значення. Звёздные величини позначають індексом m, який вгорі після числового значення. Наприклад, яскравість Полярної зірки 2.3 .

Видимый блиск – легко измеримая, важлива, проте не вичерпна характеристика. Щоб встановити потужність випромінювання зірки – світність, треба знати відстань до неї.

До зірок.

До предмета можна визначити, не добираючись перед ним фізично. Потрібно виміряти напрям щодо цього із двох кінців відомого відрізка (базису), та був розрахувати розміри трикутника, освіченого кінцями відрізка і удалённым предметом. Цей метод називається триангуляцией.

Чим більший базис, тим точніше результат вимірів. Відстані до зірок такі великі, що довжина базису повинна перевершувати розміри земної кулі, інакше помилка виміру буде велика. На щастя, спостерігач разом із планетою подорожує протягом року навколо Сонця, і коли він зробить два спостереження одному й тому ж зірки з інтервалом на кілька місяців, то виявиться, що він розглядає її із різних точок земної орбіти, - але це вже порядна базис. Напрям на зірку зміниться: вона трохи зміститься і натомість більш далеких зірок. Це усунення називається параллактическим, а кут, який змістилася зірка на небесної сфері, - параллаксом. Годичным параллаксом зірки називається кут, під яких від неї було видно середній радіус земної орбіти, перпендикулярний напрямку на зірку.

З поняттям параллакса пов'язано назва однією з основних одиниць відстаней в астрономії – парсек. Це відстань до уявлюваного зірки, щороку паралакс якої дорівнював б точно 1’’. Годичный паралакс будь-який зірки пов'язані з відстанню до неї простий формулою: r = 1/П, де r – відстань парсеках, П – щороку паралакс в секундах.

Зараз методом параллакса визначено відстані до багатьох зірок.

Светимость.

Коли було обмірювані відстані до яскравих зірок, очевидно, що з них по світності значно переважають Сонце. Якщо світність Сонця (L = 4*10 Вт) б сприйняти як одиницю, то потужність випромінювання Сиріуса становитиме: 221 L , Веги – 50 L тощо. Однак це, значить, що Сонце дуже блідо виглядає проти іншими зірками, відомі зірки, випромінюючі світла десятки тисяч разів менше.

Колір і температура.

Один із легко вимірюваних звёздных характеристик – колір, що завжди свідчить про її температуру. У астрономії застосовують абсолютну шкалу температур, крок якої – один кельвін (1К).

Гарячі зірки – завжди блакитного і білого кольору, менш гарячі – жовтуватого, холодні – червонуватого. Але й найбільш холодні зірки мають температуру 2-3 тис. кельвинов – гаряче будь-якого розплавленого металу.

Людський погляд може лише грубо визначити колір зірки. Для точних оцінок служать фотографічні і фотоелектричні приёмники випромінювання, чутливі до різним ділянкам видимого спектра.

Спектральная класифікація зірок.

Більше повну інформацію про природу випромінювання зірок дає спектр. Спеціальний апарат, який установлюють на телескопі, з допомогою спеціальної оптичного устрою – дифракционной ґрати – розкладає світло зірки з длинам хвиль в райдужну смужку спектра. Найстрашніше коротковолновое видиме випромінювання відповідає фіолетовому кольору, а найбільш довгохвильове – червоному. По спектру неважко дізнатися, яка енергія приходить від зірки в різних довжинах хвиль, і оцінити її температуру точніше, ніж у кольору.

Численні темні лінії, які перетинають спектральную смужку, пов'язані з поглинанням світла атомами різних елементів у атмосфері зірок. Оскільки кожен хімічний елемент має власний набір ліній, спектр дозволяє визначити, з яких речовин полягає зірка.

На початку ХХ в. розробили спектральна класифікація зірок. Основні класи у ній позначаються написом (Про, У, А, F, G, До, М), вони різняться набором можна побачити ліній й поволі переходять як інший. Уздовж цієї послідовності зменшується температура змінюється колір зірок – від блакитного до червоного. Зірки, які стосуються класам Про, У, й О, називаються гарячими чи ранніми, F і G - сонячними, До і М – холодними чи пізніми. Для точної характеристики кожен клас разделён ще на 10 підкласів, які охоплюють цифрами від 0 до 9, поставлені після літери.

Розміри зірок.

Зірки далекими, що у найбільший телескоп вони виглядають лише точками. Які ж дізнатися розмір зірки?

Ніхто на допомогу астрономам приходить Місяць. Вона неквапом рухається і натомість зірок, почергово перекриваючи що йде від нього світло. Хоча кутовий розмір зірки надзвичайно малий, Місяць заступає її відразу, а й за час у кілька сотих чи тисячних часток секунди. За тривалістю процесу зменшення яскравості зірки під час покриття її Місяцем визначають кутовий розмір зірки. А, знаючи відстань до зірки, з кутового розміру легко отримати її істинні розміри.

Але як невелику частину зірок на небі розташована так вдало, все, можуть покриватися Місяцем. Тому зазвичай використовують інші методи оцінки звёздных розмірів. Кутовий діаметр яскравих не дуже далеких світил то, можливо безпосередньо заміряний спеціальним приладом – оптичним інтерферометром. Але у більшості випадків радіус зірки (R) визначають теоретично, з оцінок її повної світності (L) і температури (T). За законами випромінювання нагрітих тіл світність зірки пропорційна величині R T . Порівнюючи якусь зірку з Сонцем, отримують зручну для обчислення формулу:

Маса зірки.

Найважливішою характеристикою зірки є маса. Чим більший речовини зібралась у зірку, тим більша тиск і температура у її центрі, але це визначає майже всі інші характеристики зірки, а як і особливості її життєвого шляху.

Прямі оцінки маси можуть бути зроблені основі закону всесвітнього тяжіння. Маси зірок укладено не більше і від кількох десятків до 0.1 маси Сонця. Отже, щодо маси зірки різняться лише кількох сотень раз – набагато менше, ніж у розмірам (на сотні тисяч разів) чи з світності (понад мільярд раз).

Як влаштована зірка, і як живе.

Зірки залишаться вічно так само, якими їх бачимо зараз. У Всесвіті постійно народжуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб осягнути, як еволюціонує зірка, як змінюються з часом її зовнішні параметри – розмір, світність, маса, необхідно проаналізувати процеси, які у надрах зірки. Але спостереженням доступні лише зовнішні верстви зірок – їх атмосфери. Проникнути вглиб навіть найближчій зірки – Сонця – ми можемо. Доводиться вдаватися до непрямим методам: розрахунками, комп'ютерного моделювання.

Зірки утворюються з космічних газопылевых хмар. При стисканні під впливом тяжіння згустку газу його внутрішня частина поступово розігрівається, коли температура у центрі досягне приблизно мільйона градусів, починаються ядерні реакції – утворюється зірка. Аби мати уявлення про структуру зірки, користуються методом послідовних наближень. Ставлячи деяке співвідношення водню, гелію і більше важких елементів і знаючи масу зірки, обчислюють її світність. Цю процедуру повторюють до того часу, поки для певній суміші розрахований й отримана з спостережень світність не збіжаться. Цей склад парламенту й вважають близькими до реальному. Виявилося, що з більшості зірок частку водню і гелію доводиться щонайменше 98% маси. Будова зірок залежить від безлічі. Якщо зоря у кілька разів массивнее Сонця, то глибоко у її надрах відбувається інтенсивне перемішування речовини (конвекція), подібно киплячою воді. Таку область називають конвективным ядром зірки. Чим більший зірка, тим більший її частка становить конвективное ядро, де знаходиться генератор. Принаймні перетворення водню в гелій молекулярна маса речовини ядра зростає, яке обсяг зменшується. Зовнішні сфери зірки у своїй розширюються, вона збільшується у розмірі, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка – блакитний гігант – поступово перетворюється на червоний гігант.

Термін життя зірки безпосередньо залежить від її маси. Зірки з безліччю на 100 разів більше сонячної живуть лише кілька мільйонів років. Якщо маса становить 2-3 сонячних термін збільшується до мільярди років тому. У звёздах-карликах, маса котрих значно менша маси Сонця, конвективное ядро відсутня. Водень у яких горить, перетворюючись на гелій, у центральній області. Коли він згоряє повністю, зірки повільно стискуються і поза рахунок енергії стискування можуть існувати ще дуже тривалий час.

Сонце і такі органи зірки є проміжний випадок. У Сонця є маленьке конвективное ядро, але дуже чітко отделённое від решти. Ядерні реакції горіння водню протікають як і ядрі, і у навколо. Вік Сонця приблизно 4.5-5 млрд. років, за це час він майже змінив своєї розміру й яскравості. Після вичерпання водню Сонце може поступово вирости в червоний гігант, скинути надмірно расширившуюся оболонку й закінчити своє життя, перетворившись на білий карлик. Але це станеться до, як за 5 млрд. років.

Звёздные пари.

Деякі зірки видно на небесної сфері поруч друг з одним – це подвійні і кратні системи зірок. Будь-яка звёздная пара – це сёстры-двойняшки. Також, як одиночні, подвійні і кратні зірок сформувалися з згустків міжзоряного газу та пилу. Якщо газова хмара спокійно і «безвітряно», то, стискуючись під впливом сил тяжіння, падаючи саме він, воно породжує одну зірку. Але зазвичай, як і всі небесні тіла, хмару обертається і навіть клубочеться подібно хмарам Землі. Вращательные руху перешкоджають прямому стиску зірки, й утворюється подвійний «газоворот». Так народжується звёздная двійня.

Новорожденная пара зірок, надійно пов'язана силами тяжіння, паморочиться навколо загального центру мас. Відстань між напарницами може дуже різним. Так, між Мицаром і Алькором воно по меншою мірою 20 тис. разів перевищує відстань від

Страница 1 из 3 | Следующая страница

Схожі реферати:

Навігація