Реферат: Рождение звезд

СШ №78

РЕФЕРАТ

потеме: «

РОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД».

Выполнил: Плотников С.С.

Проверил:

г.Хабаровск,

1998 г.

Содержание:

TOC o «1-3» Основныезвездные характеристики… PAGEREF_Toc433467567 h 2

Светимость и расстояние до звезд… PAGEREF_Toc433467568 h 2

Спектры звезд и их химический состав… PAGEREF_Toc433467569 h 2

Температура и масса звезд… PAGEREF_Toc433467570 h 3

Связь основных звездных величин… PAGEREF_Toc433467571 h 4

Звезды рождаются… PAGEREF_Toc433467572 h 4

Межзвездный газ… PAGEREF_Toc433467573 h 4

Межзвездная пыль… PAGEREF_Toc433467574 h 4

Разнообразие физических условий… PAGEREF_Toc433467575 h 4

Почему должны рождаться новые звезды?… PAGEREF_Toc433467576 h 5

Газово-пылевые комплексы — колыбель звезд… PAGEREF_Toc433467577 h 5

Звездные ассоциации… PAGEREF_Toc433467578 h 6

Кратко о всем процессе рождения… PAGEREF_Toc433467579 h 6

Список использованной литературы:… PAGEREF_Toc433467580 h 6

Основные звездные характеристикиСветимость и расстояние до звезд

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшимисключением, наблюдаются как «точечные» источники излучения. Этоозначает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопынельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Подчеркиваю слово«реальных», так как благодаря чисто инструментальным эффектам, аглавным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескоповполучается «ложное» изображение звезды в виде диска. Угловые размерыэтого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже дляближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не можетбыть, как говорят астрономы, «разрешена». Это означает, что мы можемизмерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Меройвеличины потока является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимаявеличина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величиныастрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звездопределить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных нарасстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяетсяизвестным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом,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 менее достаточнонадежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить инепосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемымособенностям их излучения.

Спектры звезд и их химический состав

Исключительно богатую информацию дает изучениеспектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены наклассы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A,F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолькоточна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса.Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и Аобозначается как В0, В1... В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первомприближении похож на спектр излучающего «черного» тела с некоторойтемпературой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звездспектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. Всоответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и Вприходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения споверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущеныспециализированные искусственные спутники земли; на их борту были установленытелескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовоеизлучение.

Характерной особенностью звездных спектров являетсяеще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащихразличным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценнуюинформацию о природе наружных слоев звезд.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам«непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полнымпреобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальныхэлементов достаточно невелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомоводорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немногоменьше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальныхэлементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружныеслои звезд — это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесьюболее тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звездыявляется ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет;звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2),представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М — красные. Вастрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная системацветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученныхчерез различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звездхарактеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один изкоторых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имееткривую 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 звезд

<img src="/cache/referats/5023/image002.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1031"> Знаниеспектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности.Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные теласоответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности,определяется из закона Стефана Больцмана:

<img src="/cache/referats/5023/image004.gif" v:shapes="_x0000_i1025"> — постояннаяБольцмана

Мощность излучения всей поверхности звезды, или еесветимость, очевидно будет равна

<img src="/cache/referats/5023/image006.gif" v:shapes="_x0000_i1026"> ( * ), где R — радиусзвезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимостьи температуру поверхности.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самуюважную характеристику звезды — ее массу. Надо сказать, что это сделать не такто просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеютсянадежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звездыобразуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и периодобращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего законаКеплера, который может быть записан в следующем виде:

<img src="/cache/referats/5023/image008.gif" v:shapes="_x0000_i1027"> , здесь М1 и М2 — массы компонент системы, G — постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона.Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношениеорбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления,только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно такимобразом определить массу каждой из звезд.

В сущности говоря, астрономия не располагала и нерасполагает в настоящее время методом прямого и независимого определениямассы (то есть не входящей в составкратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостатокнашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знанийбыл бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливопринимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы.Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночнаязвезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее«сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует приниматьс некоторой осторожностью.

Связь основных звездных величин

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 Герцшпрунги американец Рассел.

Звезды рождаются

Инфракрасная съёмка рождения звезды

<img src="/cache/referats/5023/image010.gif" align=«left» v:shapes="_x0000_s1030 _x0000_s1027 _x0000_s1028">Межзвездный газ

Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки,чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, чтозвезды — это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие отнас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценилрасстояния до звезд. 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 исследовалсяглавным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось,например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоятиз нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такаякомпонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенномоблаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга соскоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит благодаря эффекту Доплера кнезначительному смещению длин волн линий поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первомприближении оказался довольно близким к химическому составу Солнца и звезд.Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальныеэлементы мы можем рассматривать как «примеси».

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввидутолько межзвездный газ. но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвезднойпыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос опрозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с несомненностьюбыло доказано, что межзведное пространство действительно не совсем прозрачно.Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое окологалактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, междутем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляетсядоказанным, что поглощение света обусловленно межзвездной пылью, то естьтвердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Этипылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеютдовольно вытянутую форму и в какой-то степени «ориентируются», тоесть направления их вытянутости имеют тенденцию «выстраиваться» вданном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий черезтонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Разнообразие физических условий

Характернейшей особенностью межзвездной среды являетсябольшое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых,зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеютсясравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей несколькотысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда между облаками, гдеконцентрация не превышает 0,1 частицы на кубический сантиметр. имеются,наконец, огромные области, 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 современнойастрофизике очень велико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительнойстепени интуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде сважнейшим процессом образования звезд из «диффузной» сравнительноразряженной газово-пылевой среды. Какие же основания существуют дляпредположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессомзвездообразоания? Прежде всего следует подчеркнуть, что уже по крайней мере ссороковых годов нашего столетия астрономам ясно, что звезды в Галактике должнынепрерывно (то есть буквально «на наших глазах») образовываться изкакой-то качественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 году былоустановлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрахзвезд термоядерный 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 порядок меньшеэтой явно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет — ничтожный срок дляэволюции 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. Но дляболее массивных звезд упомянутое выше динамическое равновесие неизбежно должновыполняться.

Газово-пылевые комплексы — колыбель звезд

Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и«сверхмолодые» звезды? С давних пор, по установившейся традиции,восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы,астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузнойгазово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание такогоубеждения — гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузнойсреды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, тоесть отклонения от строгой однородности. в дальнейшем, однако, если массы этихконденсаций превосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирноготяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная средаразобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации этиконденсации будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концовпревратятся 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 стадииконденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется «стадиейсвободного падения», освобождается определенное количество гравитационнойэнергии. Половина освободившейся при сжатии облака энергии должна покинутьоблако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.

Как только сжимающееся облако станет непрозрачным длясвоего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будетпродолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздомедленнее. 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 следуетожидать, что может иметь место единственный и закономерный процесс эволюциигазово-пылевых комплексов сначала в протозвезды, а потом и в звезды. Однаковозможность — это еще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательнойастрономии является, во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды ипроанализировать, способны ли они сжиматься под действием собственнойгравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуру.Во-вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу«генетической близости облаков и звезд (например, тонкие детали иххимического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков ипрочее). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимые свидетельствасуществования самых ранних этапов развития протозвезд (например, вспышкиинфракрасного излучения в конце стадии свободного падения). Кроме того, здесьмогут наблюдаться, и, по-видимому, наблюдаются совершенно неожиданные явления.Наконец, следует детально изучать протозвезды. Но для этого прежде всего надоуметь отличать их от „нормальных“ звезд.

Звездные ассоциации

Эмпирическим подтверждением процесса образования звездиз облаков межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, чтомассивные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, агруппируются в отдельные обширные скопления, которые позже получили название»ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами. Такимобразом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звездырождаются не поодиночке, а как бы гнездами, что качественно согласуется спредставлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд(состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из другихпримечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большимигазово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такаясвязь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем конденсацииоблаков газово-пылевой среды.

Процесс рождения звезд, как правило, не заметен,потому что скрыт от нас пеленой поглощающей свет космической пыли. Толькорадиоастромония, как можно теперь с большой уверенностью считать, внесларадикальное изменение в проблему изучения рождения звезд. Во-первых,межзвездная пыль не поглощает радиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыласовершенно неожиданные явления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды,которые имеют прямое отношение к процессу звездообразования.

Кратко о всем процессе рождения

Мы довольно подробно рассматривали вопрос оконденсации в протозвезды плотных холодных молекулярных облаков, на которыеиз-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 межоблачную среду. Однако собственнаясила тяжести не может сжать облака — для этого они недостаточно плотны ивелики. Но тут «вступает в игру» межзвездное магнитное поле. Всистеме силовых линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие«ямы», куда «стекаются» облака межзвездной среды. Это приводитк образованию огромных газово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуетсяслой холодного газа, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовоеизлучение звезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космическойпылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и«термостатируют» его при очень низкой температуре — порядка 5-10градусов Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнемудавлению окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительновыше и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влияниемсобственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины околоодного парсека, начнет «фрагментировать» на отдельные, еще более плотныесгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут продолжатьсжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде возникаютассоциации 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.

Список использованной литературы:

1. И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь исмерть

2. П. И. Бакулин. Курс общей астрономии

3. Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной

еще рефераты

Еще работы по астрономии

Реферат по астрономии

Сатурн и его спутники

8 Июня 2015

Реферат по астрономии

Сверхновые звезды

8 Июня 2015