Реферати українською » Авиация и космонавтика » Зірки: їх народження, життя і смерть


Реферат Зірки: їх народження, життя і смерть

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Міністерство освіти і науки Російської Федерації

Санкт-Петербурзька державна лісотехнічна академіяим.С.М. Кірова

Факультет економіки та управління

>Реферат

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

Виконала:Рапенок М. В

>ФЭУ (>сокр.пр.080109),1 курс

Заочне відділення

№з/кн 60216

Санкт-Петербург2010г.


Запровадження

...Немає нічого більш простого, ніж зірка...

(А. З.Эддингтон)

Як і тіла у природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують і тихо вмирають.

Щоб простежити життєвий шлях зірки й зрозуміти, як вони старіють, треба зазначити, як вони виникають. У минулому здавалося великий загадкою. Сучасні астрономи вже можуть із великий упевненістю докладно описати шляху, які ведуть появі яскравих зірок на нашому нічному небосхилі.


>1.Основние зоряні характеристики

1.1Светимость

>Светимость визначається, якщо відомі видима величина і відстань від до зірки. Якщо визначення видимої величини астрономія має цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити непросто. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, які перевищують кілька десятківпарсек[1], відстань визначається відомим ще із початку минулого століттятригонометрическим методом,заключающимся у вимірі мізерно малих кутових зсувів зірок за її спостереженні із різних точок земної орбіти, тобто у різні пори року. Цей метод має досить велику точність і надійний. Проте більшості інших віддаленіших зірок вона вже не годиться: занадто малі усунення становища зірок треба вимірювати - менше однієї сотою часткою секунди дуги. Ніхто на допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але, тим щонайменше, досить надійні. Нерідко абсолютну величину зірок можна знайти й безпосередньо, без виміру відстані перед тим, за деякими піднаглядним особливостей їхнього випромінювання.

По світності зірки дуже різняться. Є зірки білі і блакитні надгіганти (їх, щоправда, порівняно трохи), світності яких перевершують світність Сонця десятки і навіть сотні тисяч разів. Та більшість зірок становлять "карлики", світності яких значно менше сонячної, найчастіше - у тисячі разів.Характеристикой світності є так звана "абсолютна величина" зірки. Видима зоряна величина залежить, з одного боку, від неї світності і кольору, з іншого - від відстані досяжна. Зірки високої світність мають негативні абсолютні величини, наприклад -4, -6. Зірки низькою світності характеризуються великими позитивними значеннями, наприклад +8, +10.

1.2 Температура

Температура визначає колір зірки та її спектр. Приміром, якщо температура поверхні верств зірок3-4тис. До., що його колір червонястий, 6-7 тис. До. - жовтуватий. Дуже гарячі зірки з температурою понад 10-12 тис. До. мають білий чи блакитнуватий колір. У астрономії існують цілком об'єктивні методи виміру кольору зірок. Останній визначається так званим "показником кольору", рівним різниці фотографічної і візуальної величини. Кожному значенням показника кольору відповідає певний тип спектра.

У холодних червоних зірок спектри характеризуються лініями поглинання нейтральних атомів металів і смугами деяких найпростіших сполук (наприклад,CN, СП,Н20 та інших.). У міру збільшення температури поверхні в спектрах зірок зникають молекулярні смуги, слабшають багато ліній нейтральних атомів, і навіть лінії нейтрального гелію. Сам вид спектра радикально змінюється. Наприклад, у гарячих зірок з температурою поверхневих верств, перевищує 20 тис. До, спостерігаються переважно лінії нейтрального іионизованного гелію, а безперервний спектр дуже інтенсивний в ультрафіолетової частини. У зірок з температурою поверхневих верств близько 20 тис. До інтенсивні лінії водню, тоді як зірок з температурою близько 6 тис. До. лінії іонізованого кальцію, розташовані за українсько-словацьким кордоном видимої і ультрафіолетової частини спектра.


1.3 Спектри зірок

Винятково багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Зараз прийнята так звана гарвардська спектральна класифікація. У ньому десять класів, позначених написом:O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр з точністю до десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B й О позначається якВ0, В1... В9,А0 тощо. Спектр зірок у першому наближенні нагадує спектр випромінює "чорного" тіла із певною температурою Т. Ці температури плавно змінюються від 40-50 тисячкельвинов в зірок спектрального класу Про до 3000кельвинов в зірок спектрального класу М. Відповідно до цим переважна більшість випромінювання зірок спектральних класів Про і У припадати на ультрафіолетовій частина спектра, недоступну для спостереження із поверхні землі.

Характерною ознакою зоряних спектрів є ще наявність в них величезної кількості ліній поглинання, які належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх верств зірок. Відмінність спектрах насамперед пояснюються відмінностями в температурах зовнішніх верств зірки. Через це стан іонізації й пробудження різних елементів у зовнішніх шарах зірок суттєво різняться, що зумовлює сильним розбіжностям в спектрах.

1.4 Щодо хімічного складу зірок

Щодо хімічного складу зовнішніх верств зірки, звідки до нас «безпосередньо» приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. З другого краю місці гелій, а безліч інших елементів порівняно невелика. Приблизно на кожні 10000 атомів водню доводиться тисяча атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю та азоту й лише один атом заліза. Багатство інших елементів цілком мізерно.

Можна сміливо сказати, зовнішні верстви зірок – це гігантськіводородно-гелиевие плазми з низькою домішкою важчих елементів.

Хоча хімічний склад зірок у першому наближенні однаковий, все-таки є зірки, що дають певні особливості цьому плані. Наприклад, є зірка з аномально містило велику кількість вуглецю, чи зустрічаються об'єкти з аномально містило велику кількість рідкісних земель. Якщо в основної маси зірок безліч літію цілком мізерно (приблизно 1011 від водню), то дуже зрідка трапляються «унікуми», де цей рідкісний елемент досить рясний. Зазначимо поки що не два рідкісних феномена. Є зірки, в спектрах яких виявлено лінії неіснуючого Землі в «природному» стані елемента технецію. Цей елемент немає жодного стійкого ізотопу. Найбільшдолгоживущий ізотоп живе лише близько 200 000 років – термін по зоряним масштабам цілком незначний. Нарешті, відома зірка, у зовнішніх шарах якої гелій представлений переважно у вигляді рідкісного Землі ізотопу 3Не.

1.5 Маса зірок

Астрономія не мала і займає час методом прямого і незалежної визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольованій зірки. І це дуже серйозний недолік наша наука Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань було б значно більше швидким. Маси зірок змінюються в порівняно вузьких межах. Дуже мало зірок, маси яких набагато більше менше сонячної удесятеро. За такого стану астрономи мовчазно приймають, що зірки з однаковим світністю і мають однакові маси. Вони визначаються лише подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і має ті ж самі масу, як і його "сестра", входила до складу подвійний системи, слід приймати із певною обережністю.

Вважається, що об'єкти з масами меншими 0,02 М не є зірками. Вони позбавлені внутрішніх джерел енергії, та його світність близька нанівець. Зазвичай це об'єкти належать до планет. Найбільші безпосередньо обмірювані маси становить 60 М.


>2.Рождение зірок

Сучасна астрономія має велику кількість аргументів на користь затвердження, що зірки утворюються шляхом конденсації хмаргазово-пилевой міжзоряному середовища. Процес освіти зірок з цього середовища триває й у час. З'ясування цієї обставини одна із найбільших досягнень сучасної астрономії. Порівняно недавно вважали, що це зірки утворилися майже одночасно багато мільярдів років тому я.Крушению цих метафізичних уявлень сприяв, передусім, прогрес спостережної астрономії та розвитку теорії будівлі та еволюції зірок. Через війну зрозуміли, що чимало спостережувані зірки є порівняно молодими об'єктами, і деякі їх виникли тоді, коли Землі вже було людина.

Важливим аргументом на користь висновку у тому, що зірки утворюються з міжзоряномугазово-пилевой середовища, служить розташування груп явно молодих зірок в спіральних гілках Галактики. Річ у тім, що дорадиоастрономическим спостереженням міжзоряний газ концентрується переважно у спіральних рукавах галактик. Зокрема, це має місце й у нашій Галактиці. Понад те, з детальних “радіо зображень” деяких близьких до нас галактик слід, що найбільша щільність міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх (стосовно центру відповідної галактики) краях спіралі. Але саме цих частинах спіралей спостерігаються методами оптичної астрономії “зони М М” , тобто. хмариионизованного міжзоряного газу. Причиною іонізації таких хмар може лише ультрафіолетове випромінювання масивних гарячих зірок - об'єктів явно молодих.

Ми можемо уявити картину еволюції який-небудь зірки так. За деякими причин (їх можна вказати кілька) початок конденсуватися хмару міжзоряномугазово-пилевой середовища. Невдовзі (по астрономічним масштабам!) під впливом сил всесвітнього тяжіння від цього хмари утворюється порівняно щільний непрозорий газовий кулю. Цей кулю ще можна назвати зіркою, позаяк у його центральних областях температура недостатня у тому, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі неспроможна поки врівноважити сили тяжіння окремих його частин, й тому він буде безупинно стискатися. Деякі астрономи раніше вважали, такіпротозвезди спостерігаються окремими туманностях як дуже темних компактних утворень, проглобул. Успіхи радіоастрономії, проте, змусили відмовитися від такої досить наївною погляду. Зазвичай одночасно утворюється жоднапротозвезда, причому більше більш-менш численна група їх. Надалі ці групи стають зоряними асоціаціями і скупченнями, добре відомими астрономам.

При стисканніпротозвезди температура її підвищується, і значної частини звільнюваної потенційної енергії випромінюється в навколишнє простір. Оскільки розмірисжимающегося газового кулі дуже великі, то випромінювання з одиниці поверхні буде незначним.

Надаліпротозвезда продовжує стискатися. Її розміри стають менше, а поверхнева температура зростає, унаслідок чого спектр стає дедалі раннім. Отже, впродовж діаграмі "спектр - світність",протозвезда досить швидко "сяде" на головну послідовність. У цей час температура зоряних надр вже виявляється достатньої у тому, щоб там почалися термоядерні реакції. У цьому тиск газу всередині майбутньої зірки врівноважує тяжіння, і газовий кулю перестає стискатися.Протозвезда стає зіркою.


3. 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. Тому треба знати, як влаштовані ці надра, їх хімічний склад, температуру, щільність, тиск. Але спостереженням доступні лише зовнішні верстви зірок — їх атмосфери. Проникнути всередину навіть найближчій зірки — Сонця — ми можемо. Доводиться вдаватися до непрямим методам: розрахунками, комп'ютерного моделювання. У цьому користуються даними про зовнішніх шарах, відомими законами фізики та механіки, загальними як Землі, такзвездного світу.

Умови у надрах зірок значно різняться та умовами в земних лабораторіях, але елементарні частки — електрони, протони, нейтрони там самі, що й Землі. Зірки складаються з тієї ж хімічних елементів, як і наша планета. Тому до них використовувати знання, отримані в лабораторіях.

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

Визначення хімічного складу і фізичних умов у центральних частинах зірок дозволило вирішити ті питання джерелахзвездной енергії. При температурі 10–30 млн. градусів і наявності значної частини ядер водню протікають термоядерні реакції, унаслідок цього утворюються ядра різних хімічних елементів. Не всіх можливих ядерні реакції заслуговують роль джерелзвездной енергії, лише такі, які виділяють досить велику енергію та можуть тривати протягом кількох мільярдів років життя зірки.

Термін життя зірки безпосередньо залежить від її маси. Зірки з безліччю в 100 разів більше сонячної живуть лише кілька мільйонів років. Якщо маса становить дві-три сонячних, тривалість життя збільшується до мільярди років тому.

Вік Сонця приблизно 4,5–5 млрд. років, за це час він майже змінив своєї розміру й яскравості.

Астрономи неспроможна простежити життя однієї зірки від початку остаточно. Навіть найбільш короткоіснуючі зірки існують мільйони — довше життя як одну людину, а й усього людства. Проте вчені можуть спостерігати багато зірок що є практично на всіх стадіях свого розвитку, — хіба що народжені і умираючі. По численним зоряним портретів вони намагаються відновити еволюційний шлях кожної зірки й написати її біографію.

Життєвий шлях зірки досить складний. Протягом свого історії, вона розігрівається до дуже високих температур і вистигає настільки, що у її атмосфері починають утворюватися порошини. Зірка розширюється до грандіозних розмірів, порівнянні з розмірами орбіти Марса, і стискається за кілька десятків кілометрів.Светимость її зростає до величезних величин знижується майже нуля.

Життя зірки який завжди протікає гладко. Картина її еволюції ускладнюється обертанням, іноді дуже швидким, напружені стійкості (при швидкому обертанні відцентрові сили прагнуть розірвати зірку). Деякі зірки мають швидкістю обертання лежить на поверхні 500–600 км/с. Для Сонця їх кількість становить близько двох км/с. Сонце — зірка щодо спокійна, і навіть воно відчуває коливання з різними періодами, з його поверхні відбуваються вибухи і викиди речовини. Активність деяких інших зірок незрівнянно вищі. На певних етапах своєї еволюції зірка може бути перемінної, почавши регулярно змінювати свій блиск, стискатися і знову розширюватися. А іноді назвездах відбуваються сильні вибухи. Коли вибухають самі масивні зірки, їх блиск терміном може перевищити блиск решти зірок галактики разом узятих.

За сучасними уявленнями, життєвий шлях одиночній зірки визначається її початковій масою і хімічний склад. Чому дорівнює мінімальна можлива маса зірки, ми упевнено сказати поспіль не можемо. Річ у тім, щомаломассивние зірки дуже слабкі об'єкти і

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Схожі реферати:

  • Реферат на тему: Тунгуський метеорит
    Тунгуський метеорит >Тунгусский >метеороид, чи Тунгуський метеорит (Тунгуський феномен) —
  • Реферат на тему: Зоряна аберація проти релятивістської астрономії
    Зоряна аберація проти релятивістської астрономії Корнєва М. В., >Кулигин В.А., >Кулигина Г.А.
  • Реферат на тему: Будова Сонячної системи
    Космогония - наукову дисципліну, вивчає походження та розвитку небесних об'єктів: галактик,
  • Реферат на тему: Еволюція молока Всесвіту
    ЕВОЛЮЦІЯ >МОЛОКА ВСЕСВІТУ (про розвиток Всесвіту, її похилому віці й «великому вибуху» - самих
  • Реферат на тему: Енергія Сонця
    Сонце, як та інші зірки, світить завдяки протекающим у надрах термоядерних реакцій. Основне

Навігація