Минестерство образования РоссийскойФедерации
Средней школы №17
Реферат
потеме
Что такое звезды?
Выполнила:Телекенова К.И.
Проверила: Гуренкова И.П.
Ангарск 2003г.
Содержание:
Введение 3
Основные звездные характеристки 4
Светимость и расстояние до звезд 4
Спектры звезд и их химический состав 5
Температура и масса звёзд 6
Связь основных звёздных велечин 7
РОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД 8
Межзвезный газ 8
Межзвезная пыль 9
Разнообразие физических условий 10
Почему должны рождаться новые звезды? 11
Газово – пылевые комплксы-колыбельзвёзд 12
Звёздные ассоциации 13
Краткоо всем процессе рождения 14
ЭВОЛЮЦИЯИ ВИДЫ ЗВЁЗД 15
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ 15
СВЕРХНОВЫЕ 20
НЕЙТРОННЫЕ 25
ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ 27
СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ 33
Введение
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец«умирают». Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как онистареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялосьбольшой загадкой; современные астрономы уже могут с большой уверенностьюподробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночномнебосводе.
Не так давно астрономы считали, что на образованиезвезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годыбыли получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав БольшойТуманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скоплениезвёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них сталипродолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельныезвёзды — впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звёздбуквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёздымогут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее страннымирассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздныхскоплениях, оказались справедливыми.
Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд
Итак, звезда даже в самыйбольшой телескоп не может быть, как говорят астрономы, «разрешена».Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разныхспектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина.
Светимость определяется,если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определениявидимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, торасстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд,удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояниеопределяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическимметодом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при ихнаблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этотметод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако длябольшинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малыесмещения положения звезд надо измерять — меньше одной сотой доли секунды дуги!На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менеедостаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определитьи непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемымособенностям их излучения.Спектры звезд и их химическийсостав Исключительнобогатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющегобольшинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классовобозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификациизвездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностьюдо одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектровмежду классами B и А обозначается как В0, В1... В9, А0 и так далее. Спектрзвезд в первом приближении похож на спектр излучающего «черного» телас некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысячградусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектральногокласса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральныхклассов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную длянаблюдения с поверхности земли. Характерной особенностью звездных спектровявляется еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащихразличным элементам. Химический состав наружных слоев звёзд, откуда к намнепосредственно приходит их излучение, хорактеризуетсяполным преобладанием водорода. На вторм местенаходится гелий, А обилие остальных элементов достаточно невелико. Наружныйслой — это гиганский водородногелевыеплазмы с небольшой примесьюболее тяжелых металлов. Хорошим индикаторомтемпературы наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральныхклассов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральныйкласс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К иМ — красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективнаясистема цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин,полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественноцвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через двафильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»),а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческимглазом(«V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что поизмеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью доподкласса. Для слабых звезд анализ цветов — единственная возможность ихспектральной классификации.
Температура и масса звёзд
Знание спектрального класса или цветазвезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучаютприблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, томощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона СтефанаБольцмана:
— постояннаяБольцмана
Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевиднобудет равна ( * ), где R — радиус звезды.
Связь основных звездных велечин
Итак, современная астрономия располагает методамиопределения основных звездных характеристик: светимости, поверхностнойтемпературы (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важныйвопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Преждевсего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ееболометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимостьпредставляется простой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим,однако, давно уже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и ихспектральным классом (или, что фактически одно и то же,- цветом). Этузависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическомматериале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рассел.
Рождение звёзд
Межзвездный газ
Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечествоосознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды — это объекты,более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненнобольшие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния дозвезд. Два столетия после великого английского ученого почти всеми молчаливо принималось, чточудовищно больших размеров пространство, в котором находятся звезды, естьабсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопросо возможном поглощении света в межзвездной среде. Только в самом начале XXстолетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство междузвездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом,правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиесяоткрытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектральногоанализа.
Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образомпутем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, чтодовольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из несколькихблизко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникаетпри поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвезднойсреды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к10 км/сек. Это и приводит благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длинволн линий поглощения.
Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказалсядовольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающимиэлементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можемрассматривать как «примеси».
Межзвездная пыль
До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду толькомежзвездный газ но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвездной пыли.Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос опрозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с несомненностьюбыло доказано, что межзведное пространстводействительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена вдовольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаютсясиние и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительноневелико.Что же это за субстанция? Сейчас ужепредставляется доказанным, что поглощение света обусловленномежзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества,размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав.Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени«ориентируются», то есть направления их вытянутости имеют тенденцию«выстраиваться» в данном облаке более или менее параллельно. По этойпричине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частичнополяризованным
.
Разнообразие физических условий
Характернейшейособенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихсяв ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны, кинетическаятемпература которых различается на два порядка. Имеются сравнительно плотныеоблака с концентрацией частиц газа, превышающей несколько тысяч на кубическийсантиметр, и весьма разряженная среда между облаками, где концентрация непревышает 0,1 частицы на кубический сантиметр. имеются, наконец, огромныеобласти, где распространяются ударные волны от взрывов звезд.
Наряду с отдельными облаками как ионизированного так инеионизированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своимразмерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества,получившие название «газово-пылевых комплексов». Для нас самымсущественным является то, что в таких газово-пылевых комплексах происходитважнейший процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды.
Почему должны рождаться новые звезды
Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике оченьвелико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительной степени интуитивно,связывали образования конденсации в межзвездной среде с важнейшим процессомобразования звезд из «диффузной» сравнительно разряженнойгазово-пылевой среды. Какие же основания существуют для предположения о связимежду газово-пылевыми комплексами и процессом звездообразоания?Прежде всего следует подчеркнуть, что уже по крайней мере с сороковых годовнашего столетия астрономам ясно, что звезды в Галактике должны непрерывно (тоесть буквально «на наших глазах») образовываться из какой-токачественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 году было установлено,что источником звездной энергии является происходящий в недрах звездтермоядерный синтез. Грубо говоря, подавляющие большинство звезд излучаютпотому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточныхэтапов в одну альфа-частицу. Так как масса одного протона (в атомных единицах)равна 1,0081, а масса ядра гелия (альфа-частицы) равна 4,0039, то избытокмассы, равный 0,007 атомной единицы на протон, должен выделиться как энергия.Тем самым определяется запас ядерной энергии в звезде, которая постояннотратится на излучение. В самом благоприятном случае чисто водородной звездызапаса ядерной энергии хватит не более, чем на 100 миллионов лет, в то времякак в реальных условиях эволюции время жизни звезды оказывается на порядокменьше этой явно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет — ничтожный срокдля эволюции нашей Галактики, возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардовлет. Возраст массивных звезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле!Значит звезды (по крайней мере, массивные с высокой светимостью) никак не могутбыть в Галактике «изначально», то есть с момента ее образования.Оказывается, что ежегодно в Галактике «умирает» по меньшей мере одназвезда. Значит, для того, чтобы «звездное племя» не«выродилось», необходимо, чтобы столько же звезд в среднемобразовывалось в нашей Галактике каждый год. Для того, чтобы в течениидлительного времени (исчисляемыми миллиардами лет) Галактика сохраняла бынеизменными свои основные особенности (например, распределение звезд поклассам, или, что практически одно и тоже, по спектральным классам),необходимо, чтобы в ней автоматически поддерживалось динамическое равновесиемежду рождающимися и «гибнущими» звездами. В этом отношении Галактикапохожа на первобытный лес, состоящий из деревьев различных видов и возрастов,причем возраст деревьев гораздо меньше возраста леса. Имеется, правда, одноважное различие между Галактикой и лесом. В Галактике время жизни звезд смассой меньше солнечной превышает ее возраст. Поэтому следует ожидатьпостепенного увеличения числа звезд со сравнительно небольшой массой, так какони пока еще «не успели» умереть, а рождаться продолжают..
Газово-пылевыекомплексы — колыбель звезд
Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и "сверхмолодые"звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта иЛапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звездыобразуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только однострогое теоретическое основание такого убеждения — гравитационнаянеустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что втакой среде неизбежны малые возмущения плотности, то есть отклонения от строгойоднородности. в дальнейшем, однако, если массы этих конденсаций превосходятнекоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будутнарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций.Под действием силы гравитации эти конденсации будут продолжать сжиматься и, какможно полагать, в конце концов превратятся в звезды.
Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по простой формулемеханики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения.Так, к примеру, облако с массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет.
В процессе только что описанной первой стадии конденсациигазово-пылевого облака в звезду, которая называется «стадией свободногопадения», освобождается определенное количество гравитационной энергии.Половина освободившейся при сжатии облака энергии должна покинуть облако в видеинфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.
Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своегоинфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжатьсжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее.Температура его внутренних областей ,после того как процесс диссоциации молекулярного водорода закончится, будетнепременно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатиигравитационной энергии будет идти на нагрев облака. Впрочем, такой объектназвать облаком уже нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда.
Таким образом, из простых законов физики следует ожидать, что может иметьместо единственный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексовсначала в протозвезды, а потом и в звезды. Однако возможность — это еще не естьдействительность. Первейшей задачей наблюдательной астрономии является,во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды и проанализировать,способны ли они сжиматься под действием собственной гравитации. Для этого надознать их размеры, плотность и температуру. Во-вторых, очень важно получитьдополнительные аргументы в пользу «генетической близости облаков и звезд(например, тонкие детали их химического и даже изотопного состава, генетическаясвязь звезд и облаков и прочее). В-третьих, очень важно получить из наблюденийнеопровержимые свидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд(например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного падения).Кроме того, здесь могут наблюдаться, и, по-видимому, наблюдаются совершеннонеожиданные явления. Наконец, следует детально изучать протозвезды. Но дляэтого прежде всего надо уметь отличать их от „нормальных“ звезд.Звездные ассоциации
Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаковмежзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивныезвезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются вотдельные обширные скопления, которые позже получили название»ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами. Такимобразом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звезды рождаютсяне поодиночке, а как бы гнездами, что качественно согласуется с представлениямитеории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие нетолько из одних горячих массивных гигантов, но и из других примечательных,заведомо молодых объектов) тесно связаны с большими газово-пылевыми комплексамимежзвездной среды. Естественно считать, что такая связь должна бытьгенетической, то есть эти звезды образуются путем конденсации облаковгазово-пылевой среды.Процессрождения звезд, как правило, не заметен, потому что скрыт от нас пеленойпоглощающей свет космической пыли. Только радиоастромония,как можно теперь с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение впроблему изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощаетрадиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданные явленияв газово-пылевых комплексах межзвездой среды, которыеимеют прямое отношение к процессу звездообразования Кратко о всем процессе рождения
Мы довольно подробно рассматриваливопрос о конденсации в протозвезды плотных холодных молекулярных облаков, накоторые из-за гравитационной неустойчивости распадается газово-пылевой комплексмежзвездной среды. Здесь важно еще раз подчеркнуть, что этот процесс являетсязакономерным, то есть неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивостьмежзвездной среды неизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению наотдельные, сравнительно плотные облака и межоблачнуюсреду. Однако собственная сила тяжести не может сжать облака — для этого онинедостаточно плотны и велики. Но тут «вступает в игру» межзвездноемагнитное поле. В системе силовых линий этого поля неизбежно образуютсядовольно глубокие «ямы», куда «стекаются» облакамежзвездной среды. Это приводит к образованию огромных газово-пылевыхкомплексов. В таких комплексах образуется слой холодного газа, так какионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение звезд сильнопоглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью, а нейтральныеатомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и "термостатируют"его при очень низкой температуре — порядка 5-10 градусов Кельвина. Так как вхолодном слое давление газа равно внешнему давлению окружающего более нагретогогаза, то плотность в этом слое значительно выше и достигает нескольких тысячатомов на кубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодныйслой, после того как он достигнет толщины около одного парсека, начнет«фрагментировать» на отдельные, еще более плотные сгустки, которыепод воздействием собственной гравитации будут продолжать сжиматься. Такимвполне естественным образом в межзвездной среде возникают ассоциации протозвезд.Каждая такая протозвезда эволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.
Когда существенная часть массы газа превратиться взвезды, межзвездное магнитное поле, которое своим давлением поддерживалогазово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звездыи молодые протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики ониначнут падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездныеассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости.
.Эволюцияи виды звезд
Продолжительностьжизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, оченьэкономно тратят запасы своего ядерного «топлива» и могут светитьдесятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массамине большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсемпокидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белыйкарлик. БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.
Белыекарлики — одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые былиоткрыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех, скоторыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешениезагадки белых карликов положило начало исследованиям таинственной природывещества, запрятанного где-то в разных уголках Вселенной.
ВоВселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, новнимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, всфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд.История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих ВильгельмБессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путьявляется не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движениезвезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещаласьиз стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первыхнаблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находитсявторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационноевоздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё болееинтересным оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительносуществует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центратяжести равен приблизительно 50 годам.
Перенесёмсяв 1862г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). АлвануКларку, крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата Миссисипибыло поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46см), который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того какКларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена линеобходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили вподвижной трубе и направили на Сириус — самую яркую звезду, являющуюся лучшимобъектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положениетрубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый «призрак»,который появился на восточном краю поля зрения телескопа в отблеске Сириуса.Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Егоизображение было искажено — казалось, что «призрак» представляет собой дефектлинзы, который следовало бы устранить, прежде чем сдать линзу в эксплуатацию.Однако эта возникшая в поле зрения телескопа слабая звёздочка оказаласькомпонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, чтоиз-за начавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не былотправлен в Миссисипи — его установили в Дирбоновскойобсерватории, вблизи Чикаго, а линзу используют, по сей день, но на другойустановке.
Такимобразом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих исследований, ибофизические характеристики двойной системы заинтриговали астрономов. С учётомособенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклоненийот прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеихзвёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёздоказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние междузвёздами почти в 20 раз превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то естьпримерно равно расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основанииизмерения параметров орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массыСолнца, а масса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как б