Реферати українською » Математика » Зірки та його вивчення


Реферат Зірки та його вивчення

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Загальні інформацію про звёздах і вивчення зірок

Зірки, самосветящиеся небесні тіла, які з раскалённых газів, за своєю природою подібні до Сонцем. Сонце здається незрівнянно більшими зірки тільки з близькості його до Землі: від поверхні Сонця до Землі світло йде 81/3 хв, як від найближчій зірки (Центавра - 4 року 3 міс. Через великих відстаней від Землі зірка, і в телескоп видно як точки, ніж як диски (на відміну планет). Кількість зірок, видимих неозброєним оком обох півкулях небесної сфери у безмісячної ночі, становить майже п'ять тис. У потужні телескопи видно мільярди зірок.

Вивчення зірок було викликане потребами матеріальної життя суспільства (необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря, визначення точний час). Вже давнину зоряне небо була розділена на сузір'я. Тривалий час зірки вважалися нерухомими точками, стосовно яким спостерігалися руху планет і комет. З часів Аристотеля (IV в. до зв. е.) багато століть панували погляди, за якими зоряне небо вважалося вічної і незмінною кришталевою сферою, поза якої перебувало житло богів. Наприкінці 16 в. італійський астроном Джордано Бруно вчив, що зірки – це далекі тіла, подібні до нашого Сонцю. У 1596 німецьким астрономом І. Фабрициусом було відкрито першу змінна зірка, а 1650 италийским ученим Дж. Риччоли – перша подвійна зірка. У 1718 англійський астроном Еге. Галлей виявив власні руху трьох зірок. У й у 2-ї половині 18 в. російський учений М. У. Ломоносов, німецький учений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт і У. Гершель та інші висловлювали правильні ідеї про ту звёздной системі, куди входить Сонце. У 1835-39 російський астроном У. Я. Струве, німецький астроном Ф. Бессель і англійська астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстані до трьох близьких зірок. У 60-х рр. 19 в. з вивчення зірок застосували спектроскоп, а 80-х рр. набули і фотографією. Російський астроном А. А. Белопольский в 1900 експериментально довів для світлових явищ справедливість принципу Доплера, виходячи з якого з зміщення ліній в спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху вздовж променя зору. Нагромадження спостережень та розвитку фізики розширили ставлення до звёздах.

На початку 20 в., особливо - по 1920, стався переворот у наукових уявленнях про звёздах. Їх почала розглядатися як фізичні тіла; стали вивчатися структура зірки, умови рівноваги їх речовини, джерела. Цей переворот був із успіхами атомної фізики, що призвели до кількісної теорії звёздных спектрів, і досягнення ядерної фізики, дали можливість провести аналогічні розрахунки джерел енергії і внутрішнього будівлі зірки (найважливіші результати отримано німецькими вченими Р. Эмденом, До. Шварцшильдом, Х. Бете, англійськими вченими А. Эддингтоном, Еге. Милном, Дж. Джинсом, американськими вченими Р. Ресселом, Р. Крісті, радянським ученим З. А. Жевакиным). У 20 в. дослідження зірок придбали ще велику глибину у зв'язку з розширенням спостережних можливостей та застосуванням електронних обчислювальних машин (американські вчені М. Шварцшильд, А. Сандидж, англійський учений Ф. Хойл, японський учений З. Хаяси та інші). Великих успіхів досягнуто й у вивченні процесів перенесення енергії в фотосферах зірок (радянські вчені Еге. Р. Мустель, У. У. Соболєв, американський учений З. Чандрасекар) й у дослідженнях структури та динаміки звёздных систем (голландський учений Я. Оорт, радянські вчені П. П. Паренаго, Б. У. Кукаркин та інші).

Параметри зірок

До основних рис зірки - маса, радіус (беручи до уваги зовнішніх прозорих верств), світність (повне кількість випромінюваної енергії); ці величини часто виражаються у частках маси, радіуса і світності Сонця. Крім корінних параметрів, вживаються їх похідні: ефективна температура; спектральний клас, що характеризує ступінь іонізації й пробудження атомів у атмосфері зірки; абсолютна звёздная величина (т. е. звёздная величина, яку було б зірка на стандартному відстані 10 парсек); показник кольору (різницю звёздных величин, певних у різних спектральних областях).

Зоряний світ надзвичайно сповнений багатоманітністю. Деякі зірки мільйони разів більше (за обсягом) і яскравіше Сонця (звёзды-гиганты); до того ж час є чимало зірок, котрі за розмірам і кількості випромінюваної ними енергії значно поступаються Сонцю (звёзды-карлики). Разнообразны і світності зірок; так, світність зірки P.S Золотий Риби в 400 тис. разів більше світності Сонця. Зірки бувають зріджені і з надзвичайно щільні. Середня щільність низки гігантських зірок на сотні тисяч разів менше щільності води, сама ж середня щільність білі карлики, навпаки, на сотні тисяч разів більше щільності води.

В окремих типів зірок блиск періодично змінюється; такі зірки називаються перемінними зірками. Грандіозні зміни, супроводжувані раптовими увеличениями блиску, відбуваються у нових звёздах. За кілька діб невеличка звезда-карлик збільшується, від неї відокремлюється газова оболонка, яка, продовжуючи розширюватися, розсіюється у просторі. Потім зірка знову стискається до невеликих розмірів. Ще великі зміни під час спалахів наднових зірок.

Вивчення спектрів зірок дозволяє визначити хімічний склад їх атмосфер. Звёзд, як і Сонце, складаються з тієї ж хімічних елементів, що й тіла Землі.

У звёзде переважають водень (близько 70% на вагу) і гелій (близько 25%); інші елементи (у тому числі найбільш рясні кисень, азот, залізо, вуглець, неон) зустрічаються майже напевно у тому співвідношенні, що й Землі. Для спостережень поки доступні лише зовнішні верстви зірки. Проте зіставлення даних безпосередніх спостережень з висновками, що випливають із загальних законів фізики, дозволило побудувати теорію внутрішнього будівлі зірки й джерел звёздной енергії.

Сонце за всіма ознаками є рядовий звёздой. Є всі підстави вважати, що чимало зірки, як і Сонце, мають планетні системи. У результаті дальності відстані поки не вдається безпосередньо побачити такі супутники зірок навіть у найпотужніші телескопи. Для їх виявлення необхідні тонкі методи дослідження, ретельні спостереження протягом десятиліть складні розрахунки. У 1938 шведський астроном Еге. Хольмберг запідозрив, а пізніше радянський астроном А. М. Дейч та інші встановили існування невидимих супутників у зірки 61 Лебєдя та інших близьких до Сонцю зірок. Наша планетна система має не є виключним явищем. У багатьох планетах, оточуючих інші зірки, також мабуть існування життя, і Земля технічно нескладне цьому плані винятку.

Зірки часто розташовані парами, обращающимися навколо загального центру мас; такі зірки називаються подвійними зірками. Зустрічаються також потрійні і кратні системи зірок.

Взаємна розташування зірок з часом повільно змінюється унаслідок їх рухів у Галактиці. Зірки утворюють у просторі величезні звёздные системи - галактики. До складу нашої Галактики (до якої підключено Сонце) входять більш як 100 млрд. зірок. Вивчення будівлі Галактики показує, що чимало зірки групуються в звёздные скупчення, звёздные спілки та інші освіти.

Зірки вивчаються у двох доповнюють одне одного напрямах. Звёздная астрономія, розглядає зірки як об'єкти, які характеризуються тими чи інші особливостями, досліджує рух зірки, розподіл в Галактиці й у скупчення, різні статистичні закономірності. Предметом вивчення астрофізики є процеси, які у звёздах, їх випромінювання, будова, еволюція.

Маси зірок

Маси можуть визначити безпосередньо тільки в подвійних зірок з урахуванням вивчення їх орбіт. У спектрально-двойных зірок виміру зсувів спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера дозволяють визначити період обертання компонентів і проекції максимальної швидкості кожного компонента на промінь зору. Аналогічні виміру можна навести і в декого визуально-двойных звёздах. Цих даних достатньо обчислення відносини мас компонентів. Абсолютні значення мас визначаються, якщо система в той час і затменно-двойной, т. е. якщо її орбіта видно з ребра і компоненти зірки поперемінно закривають одне одного. Вивчення мас подвійних зірок показує, що масами і светимостями зірок головною послідовності існує статистична залежність. Ця залежність, поширене і одиночні зірок, дозволяє побічно, визначаючи світності зірок, оцінювати та його маси.

Светимости зірок і відстані перед тим

Основний метод визначення відстаней до зірки полягає у вимірюванні їх видимих зсувів і натомість більш далеких зірок, обумовлених зверненням Землі навколо Сонця. По зміщення (параллаксу), величина якого зворотно пропорційна відстані, обчислюють і саме відстань. Але такий спосіб вимірів застосуємо лише у найближчим зіркам.

Знаючи відстань до зірки й її видиму звёздную величину m, можна знайти абсолютну звёздную величину М за такою формулою:

М = m +5-5 lg r,

де r – відстань до зірки, виражене в парсеках. Визначивши середні абсолютні звёздные величини для зірки тих чи інших спектральних класів та зіставивши із нею видимі звёздные величини окремих зірок тих самих класів, можна визначити відстані і по удалённых зірки, котрим параллактические усунення невідчутні. Абсолютні звёздные величини деяких типів змінних зірок (наприклад, цефеид) можна встановити за величиною періоду зміни блиску, що дає підстави визначати відстані перед тим.

Відстані оцінюються також із систематичним компонентами променевих швидкостей і власних рухів зірок, зумовленим особливостями обертання Галактики і рухом Сонця (разом із Землею) у просторі і залежним, від удалённости зірки. Щоб виключити вплив власних швидкостей окремих зірок, визначають відстань відразу до великий групи їх (статистичні чи групові параллаксы).

Температури і спектральні класи зірок

Розподіл енергії в спектрах раскалённых тіл неоднаково; залежно від температури максимум випромінювання посідає різні довжини хвиль, змінюється колір сумарного випромінювання. Дослідження цих ефектів у зірки, вивчення розподілу енергії в звёздных спектрах, виміру показників кольору дозволяють визначати їх температури. Температури зірок визначають також із відносним интенсивностям деяких ліній у тому спектрі, дозволяють установити спектральний клас зірок. Спектральные класи зірок залежить від температури і з убыванием її позначаються літерами: Про, У, A, F, G, До, М. З іншого боку, від класу G відгалужується побічний ряд вуглецевих зірок З, як від класу До – побічна гілка P.S. З класу Про виділяють більш гарячі зірки. Знаючи механізм освіти ліній в спектрах, температуру можна визначити із спектрального класу, якщо відомо прискорення сили тяжкості лежить на поверхні зірки, пов'язану з середньої щільністю її фотосфери, отже, і розмірами зірки (щільність можна оцінити по тонким особливостям спектрів). Залежність спектрального класу, або показника кольору від ефективної температури зірки називається шкалою ефективних температур. Знаючи температуру, можна теоретично розрахувати, яка частина випромінювання зірки посідає невидимі області спектра - ультрафіолетовій і інфрачервону. Абсолютна звёздная величина і поправка, враховує випромінювання в ультрафіолетової і інфрачервоної частинах спектра, дають можливість знайти повну світність зірки.

Радиусы зірок

Знаючи ефективну температуру Тef і світність L, можна визначити радіус R зірки з формулі:

L=4pR2sT4ef

заснованої на Стефана – Больцмана законі випромінювання (s - стала Стефана). Радиусы зірки з більшими на кутовими розмірами може бути обмірювані безпосередньо з допомогою звёздных интерферометров. У затменно-двойных зірок може бути враховано значення найбільших діаметрів компонентів, виражені в частках великий полуоси їх відносної орбіти.

Вращение зірок

Вращение зірок вивчається з їхньої спектрам. При обертанні один край диска зірки видаляється ми, а інший наближається з тією ж швидкістю. У результаті спектрі зірки, получающемся одночасно від України всього диска, лінії розширюються і згідно з принципом Доплера, набувають характерний контур, яким можливо визначати швидкість обертання. Зірки ранніх спектральних класів Про, У, А обертаються зі швидкостями (на екваторі) 100-200 км/с. Швидкості обертання більш холодних зірок – значно менше (кілька км/с). Зменшення швидкості обертання зірки пов'язано, очевидно, переходити частини моменту кількості руху до оточення її газопылевому диску внаслідок дії магнітних сил. Через швидкого обертання зірки набуває форми сплюсненого сфероида. Випромінення з звёздных надр просочується до полюсів скоріш, ніж до екватору, унаслідок чого температура на полюсах виявляється вищої. Тому на згадуваній поверхні зірки виникають меридіональні течії від полюсів до екватору, які замикаються в глибоких шарах зірки. Такі руху грають істотну роль перемішуванні речовини в шарах, де немає конвекції.

Внутрішнє будова зірок

Оскільки надра зірок недоступні безпосереднім спостереженням, внутрішню будову зірки вивчається шляхом побудови теоретичних звёздных моделей, яким відповідають значення мас, радіусів і светимостей, які простежуються в реальних зірок. У основі теорії внутрішнього будівлі звичайних зірок лежить уявлення про зірках як і справу газовому кулі, котрий у механічному і тепловому рівновазі, протягом багато часу не розширенні і стискальному. Механічне рівновагу підтримується силами гравітації, спрямованими до центра зірки, та газовим тиском у надрах зірок, чинним назовні, і уравновешивающим сили гравітації. Тиск зростає зі глибиною, а разом із збільшуються щільність і температура. Теплове рівновагу у тому, що температура зірки – переважають у всіх її елементарних обсягах – мало змінюється згодом, т. е. кількість енергії, минаючої з кожної такої обсягу, компенсується що у нього енергією, і навіть енергією, вироблюваної там ядерними чи іншими джерелами.

Температури звичайних зірок змінюються від кількох основних тис. градусів лежить на поверхні до десяти млн. градусів і більше на центрі. При таких температурах речовина складається з майже зовсім ионизованных атомів, завдяки чому виявляється можливим у расчётах звёздных моделей застосовувати рівняння стану ідеального газу. При дослідженнях внутрішнього будівлі зірки важливе значення мають передумови про джерела енергії, хімічний склад зірки й про механізм перенесення енергії.

Основним механізмом перенесення енергії в зірці є промениста теплопровідність. У цьому дифузія тепла з більш гарячих внутрішніх областей

Страница 1 из 2 | Следующая страница

Схожі реферати:

  • Реферат на тему: Теорія розвитку всесвіту
    Одне з найважливіших революційних зрушень природознавства ХХ століття є міцно вона до арсенал
  • Реферат на тему: Комети і метеори
    Вигляд і "відкриття комет. Будова комет. Орбиты комет. Походження і еволюція комет.
  • Реферат на тему: Головний персонаж Всесвіту
    У зірок панує гравітація. Інші фізичні взаємодії: магнітні, ядерні - практично жодної ролі у житті
  • Реферат на тему: Теорії і гіпотези про Місяці
    Таємниця народження Місяця. Місяць всередині рідка? Місяць – космічний корабель інопланетян?
  • Реферат на тему: Історія досліджень космосу
    Газові туманності. Що відбувається у центрі нашої Галактики? Газ у великому Магеллановом Облаке.

Навігація