Реферат: Физика звезд

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-ansi-language:EN-US">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-ansi-language:EN-US">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-ansi-language:EN-US">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-ansi-language:EN-US">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-ansi-language:EN-US">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-ansi-language:EN-US">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-ansi-language:EN-US">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-ansi-language:EN-US">

<span Book Antiqua",«serif»;letter-spacing:.7pt">Реферат поастрономии
на тему

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

Физика звезд

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">

Работу выполнила
ученица 11-го класса Э
Платонова Вера

<span Garamond",«serif»">2002 год.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt">Содержание:

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt">

 TOC o«1-3» h z 1.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;letter-spacing:0pt;font-weight:normal;mso-no-proof:yes; text-decoration:none;text-underline:none">… Многообразие звезд.PAGEREF _Toc25604055 h III

<span Times New Roman",«serif»; letter-spacing:0pt;font-weight:normal;mso-no-proof:yes">

1.1.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">    Светимость звезд, звездная величина.PAGEREF _Toc25604056 h III

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

1.2.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">    Размеры, массы, плотность звезд.PAGEREF _Toc25604057 h IV

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

1.3.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">    Многообразие звезд. Гарвардскаяклассификация звездных спектров.PAGEREF _Toc25604058 h V

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

2.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;letter-spacing:0pt;font-weight:normal;mso-no-proof:yes; text-decoration:none;text-underline:none">… Физические процессы,происходящие в недрах звезд.PAGEREF _Toc25604059 h VIII

<span Times New Roman",«serif»; letter-spacing:0pt;font-weight:normal;mso-no-proof:yes">

2.1.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">    Термоядерный синтез.PAGEREF _Toc25604060 h VIII

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

2.2.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">    Строение звезд. Модели некоторых типовзвезд.PAGEREF _Toc25604061 h IX

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

2.3.<span Times New Roman",«serif»;color:windowtext;mso-no-proof: yes;text-decoration:none;text-underline:none">    Переменные звезды. Новые исверхновые.PAGEREF _Toc25604062 h IX

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

2.4.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">     Конецзвезды — белые карлики, нейтронныезвёзды и чёрные дыры.PAGEREF _Toc25604063 h XI

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

3.<span Times New Roman",«serif»;color:windowtext;letter-spacing:0pt; font-weight:normal;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">… Самая типичная звезда.PAGEREF _Toc25604064 h XIII

<span Times New Roman",«serif»; letter-spacing:0pt;font-weight:normal;mso-no-proof:yes">

3.1.<span Times New Roman",«serif»;color:windowtext;mso-no-proof: yes;text-decoration:none;text-underline:none">    Физические параметры Солнца.PAGEREF _Toc25604065 h XIII

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

3.2.<span Times New Roman",«serif»;color:windowtext;mso-no-proof: yes;text-decoration:none;text-underline:none">    Внутреннее строение Солнца.PAGEREF _Toc25604066 h XIII

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

3.3.<span Times New Roman",«serif»; color:windowtext;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">     Солнечнаяатмосфера.PAGEREF _Toc25604067 h XIV

<span Times New Roman",«serif»;mso-no-proof:yes">

4.<span Times New Roman",«serif»;color:windowtext;letter-spacing:0pt; font-weight:normal;mso-no-proof:yes;text-decoration:none;text-underline:none">… Список используемой литературы:PAGEREF _Toc25604068 h XVI

<span Times New Roman",«serif»; letter-spacing:0pt;font-weight:normal;mso-no-proof:yes"><span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">
<span Book Antiqua";mso-bidi-font-family:«Book Antiqua»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">1.<span Times New Roman"">              <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Многообразие звезд.<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt"><span Book Antiqua";mso-bidi-font-family:«Book Antiqua»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">1.1.<span Times New Roman"">         <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Светимость звезд, звезднаявеличина.<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Если смотреть на звездное небо, сразу бросается вглаза, что звезды резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко,они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Еще древний астроном Гиппарх предложил различатьяркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятсясамые  яркие – это звезды первой величины(сокращенно — 1

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language: EN-US">m<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">, от латинского <span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">magnitudo<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> — величина), звезды послабей — ко второй звезднойвеличине (2<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt; mso-ansi-language:EN-US">m<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">) итак далее до шестой группы – едва различимые невооруженным глазом звезды.Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которуюзвезда создает на земле. Блеск звезды 1<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">m<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> больше блеска звезды 6<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">m<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> в 100 раз.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Изначально яркость звезд определялась неточно, наглазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость сталиопределять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величинойбольше 6. (Самый мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор –позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">С увеличением точности измерений, появлениемфотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд.Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, атакже планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину.  Например, Луна  в  полнолуние имеет  звездную  величину -12,5, а Солнце — -26,7.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывелформулу:

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512m2-m1

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">, где

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">E<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">1<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> и <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt; mso-ansi-language:EN-US">E<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">2 <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">– освещенности, создаваемые звездами на Земле, а <span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">m<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">1<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt"> и <span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">m<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">2<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt"> – их звездныевеличины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 разаярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьейвеличины.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Однако значения звездной величины недостаточно дляхарактеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние дозвезды.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Расстояние до предмета можно определить, не добираясьдо него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концовизвестного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника,образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называетсятриангуляцией.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Чем больше базис, тем точнее результат измерений.Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размерыземного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдательвместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если онпроизведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколькомесяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — аэто уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немногосместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называетсяпараллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё былвиден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">С понятием параллакса связано название одной изосновных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние довоображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичныйпараллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">r = 1/П

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">, где  r –расстояние в парсеках,  П – годичныйпараллакс в секундах.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Сейчас методом параллакса определены расстояния домногих тысяч звёзд.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Теперь, зная расстояние до звезды, можноопределить ее светимость – количество реально излучаемой ею энергии. Еехарактеризует абсолютная звездная величина.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Абсолютная звездная величина (

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">M<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">) – такая величина, которую имела бы звезда нарасстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звезднуювеличину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language: EN-US">M = m + 5 – 5 * lg(r)

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра –крошечный тусклый красный карлик – имеет видимую звездную величину

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">m<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">=-11,3, а абсолютную <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">M<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядетьтолько в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: <span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">m<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">=13,5; <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt; mso-ansi-language:EN-US">M<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">=16,6. НашеСолнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EL">δ<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> Золотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ювидимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">M<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы онанаходилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светилаярче Луны в полнолуние.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Для Солнца

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">M<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, струдом различимой невооруженным глазом.<span Book Antiqua";mso-bidi-font-family:«Book Antiqua»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">1.2.<span Times New Roman"">         <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Размеры, массы, плотность звезд.<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Звёзды так далеки, что даже в самый большойтелескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">На помощь астрономам приходит Луна. Она медленнодвижется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловойразмер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время внесколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процессауменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размерзвезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить еёистинные размеры.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположенатак удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другиеметоды оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёкихсветил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическиминтерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяюттеоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language: EN-US">R2 = L / (4

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">πσ<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">T4)

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Размеры звезд бывают очень различны. Встречаютсязвезды сверхгиганты, радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другойстороны известны звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Важнейшей характеристикой звезды является масса.Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в еёцентре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Прямые оценки массы могут быть сделаны только наосновании закона всемирного тяготения. Масса звезд колеблется в значительноменьших пределах: примерно от 1028 до 1032 килограмм.Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды,тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степенимассы звезды:

Абсолютная звездная величина

(М)

Светимость

(L)

Масса звезд (в массах Солнца)

-10

-8

-6

-4

-2

+2

+4

+6

+8

+10

+12

+14

+16

+18

+20

106

105

104

103

102

10

1

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5

10-6

0,1     0,2     0,5     1     2     5     10     20     30     50

L ~ m3,9

<img src="/cache/referats/12974/image002.gif" v:shapes="_x0000_s1082 _x0000_s1083 _x0000_s1085 _x0000_s1086 _x0000_s1087 _x0000_s1088 _x0000_s1089 _x0000_s1090 _x0000_s1091">
<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Сильно различаются плотности звезд. Например,плотность красного гиганта Бетелгейзе в полторы тысячи раз меньше плотностикомнатного воздуха (имеется в виду средняя плотность; в центре звезды плотностьгораздо больше, чем на поверхности). Кстати, диаметр этой звезды в 300 разбольше диаметра Солнца, объем, соответственно, в 27 миллионов раз больше, амасса всего в 15 раз превышает солнечную. А плотность белого карлика Сириус в30000 раз больше плотности воды, то есть в 1500 раз больше плотности золота. 1литр такого вещества весит 30 тонн.

<span Book Antiqua";mso-bidi-font-family:«Book Antiqua»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">1.3.<span Times New Roman"">         <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Многообразие звезд. Гарвардскаяклассификация звездных спектров.<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Основной метод изучения звезд – исследование их спектров.Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи дифракционнойрешётки раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра.Астрономы получают множество сведений о звездах, расшифровывая их спектры.Спектр звезды позволяет определить, какая энергия приходит от звезды наразличных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны споглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждыйхимический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, изкаких веществ состоит звезда. Спектры звезд можно разделить на несколькоосновных классов.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Еще в 70-х годах

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">XIX<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> века один из пионеров астрофизики директор Ватиканскойобсерватории А. Секки предложил первую классификацию звездных спектров. Позжеона была расширенна и уточнена.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">В 1924 году Гарвардская обсерватория завершилапубликацию каталога Г. Дрепера, содержащего классификацию свыше 225 тысячзвезд. Современная классификация является уточненной и дополненной версией этойклассификации, общепринятой в современной астрономии.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">По Гарвардской классификации выделялось семьспектральных классов, обозначенных латинскими буквами

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">O<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">, <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">B<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">, <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt; mso-ansi-language:EN-US">A<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">, <span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">F<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">, <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt; mso-ansi-language:EN-US">G<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">, <span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">K<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">, <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt; mso-ansi-language:EN-US">M<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">. При движениипо ряду слева направо изменяется цвет звезды: <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">O<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt"> – голубой, А – белый, <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt; mso-ansi-language:EN-US">G<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt"> – желтый, М –красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура звезд.

<img src="/cache/referats/12974/image004.gif" v:shapes="_x0000_s1054">
<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Позже к Гарвардской классификации спектров былидобавлены два ответвления и еще один главный класс

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">W<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">. В итоге классификация звездных спектров ныне выглядит следующимобразом:

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Кроме того, каждый основной класс делится еще надесять подклассов, например О1, О2, О3 и так далее. Наше Солнце относится кклассу

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">G<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">2.

<img src="/cache/referats/12974/image006.jpg" align=«right» hspace=«11» vspace=«19» v:shapes="_x0000_s1056"><span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">Звезды имеют в основном примерно одинаковый химическийсостав: основные компоненты – водород и гелий с небольшими примесями другихвеществ. Поэтому разнообразие спектров объясняется различными температурамизвезд.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Самые горячие звезды – звезды класса

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">W<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">. Температура их поверхности достигает 100000 К. Ихцвет – голубой. Голубые   также  звезды класса <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">O<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">. Их температура от 50000 К и ниже. Голубовато-белыезвезды класса <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">B<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> имеют температуру 12000 – 25000 К; белые звезды классаА – 11000 К. Желтые звезды классов <span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">F<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt"> и <span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">G<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> и желтовато-оранжевые класса К имеют температурупорядка 4500 К. И, наконец, самые холодные звезды – красные звезды класса М стемпературой ниже 3600 К.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">В 1905 году голландский астроном Э. Герцпрунгпопробовал сопоставить абсолютные величины звезд и их спектральные классы. В1913 году его работу завершил американец Г. Рассел. В результате получиласьзнаменитая диаграмма, названная именами ученых.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Как видно из диаграммы, спектральный класс звездыи ее светимость   находятся   в некоторой зависимости: точки, соответствующие различным звездам, группируютсяв несколько скоплений. Эти скопления называют последовательностями.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Основная масса звезд принадлежит главнойпоследовательности. Чем горячее звезда главной последовательности, тем большуюсветимость она имеет. Кроме главной последовательности выделяются также белыекарлики, гиганты и сверхгиганты.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Диаграмма показывает, что звезды данногоспектрального класса не могут иметь произвольную светимость, и наоборот, звездыопределенной светимости не могут иметь произвольную температуру.

<span Garamond",«serif»;mso-fareast-font-family: «Times New Roman»;mso-bidi-font-family:«Times New Roman»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:RU;mso-fareast-language:RU;mso-bidi-language: AR-SA">

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">

<span Book Antiqua";mso-bidi-font-family:«Book Antiqua»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">2.<span Times New Roman"">              <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Физические процессы, происходящие внедрах звезд.<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы ихвидим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают.Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени еёвнешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализироватьпроцессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешниеслои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца –мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерномумоделированию.

<span Book Antiqua";mso-bidi-font-family:«Book Antiqua»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">2.1.<span Times New Roman"">         <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Термоядерный синтез.<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Еще в конце

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">XIX<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt">  века физикисчитали,  минимальная  частица вещества – атом – постоянна и неизменяема. Однако открытие Беккерелеместественной радиоактивности показало, что элементы не неизменны, все элементытяжелее висмута оказались радиоактивными.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Когда массы атомов были измерены с большойточностью, оказалось. Что при слиянии двух или более ядер легких элементов илипри дроблении ядер очень тяжелых элементов может быть получен огромный выходэнергии.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Наиболее прочно связанные ядра имеют вещества сатомным весом между 50 и 65, например, железо(56). Более легкие ядра менеепрочны, так как отношение поверхности к объему у них больше, а нуклон наповерхности ядра удерживается слабее, чем внутри. В тяжелых же ядрах связислабее из-за влияния электростатического отталкивания.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">В связи с этим был сделан вывод, что внутри звезддолжны проходить ядерные превращения, которые и служат неисчерпаемым источникомэнергии звезд. Физик Джинс высказал предположение, что это процессы деления.Эддингтон занял противоположную точку зрения, доказывая, что в звездах идетсинтез. Верной оказалась позиция Эддингтона.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Ученые установили, что при относительно низкихтемпературах (до 20 миллионов градусов) существуют два вида реакций:«протон – протонная цепочка» и «углеродно-азотный цикл».Оба процесса ведут к превращению водорода в гелий, как и предполагал в 1920году Эддингтон, и при этом выделяется огромное количество энергии. Это подтвердиливзрывы водородных бомб, также использующих энергию термоядерного синтеза.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">При температурах порядка 10 миллионов градусовпреобладает протон — протонная цепочка; при более высоких – выше 20 миллионовградусов – углеродно-водородный цикл.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Расчетами Эддингтона было показано, что низкиетемпературы существуют в слабых звездах малой массы, а высокие – в ярких,массивных звездах. При более высоких температурах, порядка 100 миллионовградусов, идет выгорание гелия. Происходят следующие термоядерные реакции:

<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">He4+ He4

<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">⇄ Be<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">8<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language: EN-US">

<span Garamond",«serif»; mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">Be

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">4<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US"> + He<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">4<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language: EN-US"> → C<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt; mso-ansi-language:EN-US">12<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EN-US"> + <span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">энергия

<span Garamond",«serif»; mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">Be

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">8<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt"> нестабилен ибыстро распадается вновь на 2 <span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language:EL">α<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">-частицы, ноесли <span Garamond",«serif»; mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt;mso-ansi-language:EN-US">Be<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">8<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt; mso-font-kerning:8.0pt"> успевает захватить третью <span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language: EL">α<span Garamond",«serif»; mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">-частицу, он превращается в С<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">12<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">, следующая <span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt;mso-ansi-language: EL">α<span Garamond",«serif»; mso-bidi-font-family:«Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning: 8.0pt">-частица, добавляющаяся к С<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">12<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">, даеткислород О<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">16<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">. выгораниегелия с превращением в углерод и кислород идет в недрах звезд-гигантов, а вболее удаленных от центра частях идет выгорание водорода.

<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Следуетотметить, что, если бы ядро берилия-8 было стабильным, то реакции выгораниягелия не протекали бы относительно спокойно, а приводили бы к колоссальномубыстрому выделению энергии, и звезды бы сразу взрывались.

<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">При высокихтемпературах внутри звезд-гигантов возможны реакции синтеза более тяжелыхэлементов – вплоть до железа. Захват нейтронов, образующихся при термоядерныхреакциях, может приводить к образованию еще более тяжелых элементов.

<span Garamond",«serif»;mso-bidi-font-family: «Lucida Sans Unicode»;letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Происходящиев звездах реакции позволяют объяснить элементный состав нашей вселенной,которая состоит примерно на ¾ из водорода, на ¼ из гелия, асодержание остальных элементов составляет доли процента.

<span Book Antiqua";mso-bidi-font-family:«Book Antiqua»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">2.2.<span Times New Roman"">         <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Строение звезд. Модели некоторыхтипов звезд.<span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt;mso-font-kerning:8.0pt">

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Строение звёзд зависит от массы. Если звезда внесколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивноеперемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую областьназывают конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её частьсоставляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мерепревращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а егообъём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, онаувеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда –голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы.Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет.Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. Взвёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядроотсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когдаон сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могутсуществовать ещё очень длительное время.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">Солнце и подобные ему звёзды представляют собойпромежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не оченьчётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекаюткак в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет,и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпанияводорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмернорасширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Ноэто случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

<span Garamond",«serif»;letter-spacing: .7pt;mso-font-kerning:8.0pt">У звезд нижней части главной последовательности(красные карлики) термоядерные реакции протекают в центральной части ядра.Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией. В ярких звездахверхней части главной последовательности перенос энергии от конвективного ядраосуществляется излучением. Красные гиганты имеют центральное небольшое ядро изгелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкойзоной, в которой происходят ядерные реакции. Далее идет широкий слой, гдеэнергия передается конвекцией. В отличие от красных гигантов, белые карликиоднородны и состоят из вырожденного газа.

<span Book Antiqua";mso-bidi-font-family:«Book Antiqua»;letter-spacing:.7pt">2.3.<span Times New Roman"">         <span Garamond",«serif»; letter-spacing:.7pt">Переменные звезды. Новые и сверхновые.<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt">

<span Garamond",«serif»;letter-spacing:.7pt">Иногда на небепоявляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска,а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь,но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блесккоторых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какогоминимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду кданному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, укоторых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания

еще рефераты
Еще работы по астрономии