Реферат: Характеристика звезд

СОДЕРЖАНИЕ

1.<span Times New Roman"">      

Общие сведения о звездах и изучения звезд.

2.<span Times New Roman"">      

Параметры звезд.

3.<span Times New Roman"">      

Массы звезд.

4.<span Times New Roman"">      

Светимости звезд и расстояние до них.

5.<span Times New Roman"">      

Температуры и спектральные классы звезд.

6.<span Times New Roman"">      

Радиусы звезд.

7.<span Times New Roman"">      

Вращение звезд.

8.<span Times New Roman"">      

Внутреннее строение звезд.

9.<span Times New Roman"">      

Источники звездной энергии и эволюция звезд.

10.<span Times New Roman""> 

Двойные звезды

11.<span Times New Roman""> 

Переменные звезды.

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ ОЗВЁЗДАХ И ИЗУЧЕНИЯ ЗВЁЗД

Звёзды, самосветящиеся небесные тела, состоящие израскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажетсянесравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле: от Солнца доЗемли свет идёт 81/3 мин, а от ближайшей звезды (Центавра — 4 года 3 мес. Из-забольших расстояний от Земли звезда и в телескоп видны как точки, а не как диски(в отличие от планет). Число звёзд, видимых невооружённым глазом на обоихполушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощныетелескопы видны миллиарды звёзд.

Изучение звёзд было вызванопотребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях,создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древностизвёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звёзды считалисьнеподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет икомет. Со времён Аристотеля (IVв. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды,согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальнойсферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянскийастроном Джордано Бруно учил, что звёзды – этодалёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 немецким астрономом И. Фабрициусомбыла открыта первая переменная звезда, а в 1650 италийским учёным Дж. Риччоли – первая двойная звезда. В 1718 английский астрономЭ. Галлей обнаружил собственные движения трёх звёзд. В середине и во 2-йполовине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант,английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и другие высказывали правильные идеио той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В.Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близкихзвёзд. В 60-х гг. 19 в. для изучения звёзд применили спектроскоп, а в 80-х гг.стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера,на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можноопределить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений иразвитие физики расширили представления о звёздах.

В начале 20 в., особеннопосле 1920, произошёл переворот в научных представлениях о звёздах. Их началирассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условияравновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехамиатомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и сдостижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчётыисточников энергии и внутреннего строения звезды (наиболее важные результатыбыли получены немецкими учёными Р. Эмденом, К.Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине20 в. исследования звёзд приобрели ещё большую глубину в связи с расширениемнаблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин(американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж,английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и другие). Большие успехи были достигнуты также визучении процессов переноса энергии в фотосферах звёзд (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамикизвёздных систем (голландский учёный Я. Оорт,советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин идругие).

ПАРАМЕТРЫ ЗВЁЗД

Основные характеристикизвезды — масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полноеколичество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы,радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются ихпроизводные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующийстепень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёзднаявеличина (т. е. звёздная величина, которую имела бы звезда на стандартномрасстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин,определённых в двух разных спектральных областях).

Звёздный мир чрезвычайномногообразен. Некоторые звёзды в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца(звёзды-гиганты); в то же время имеется множество звёзд, которые по размерам иколичеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звёзды-карлики).Разнообразны и светимости звёзд; так, светимость звезды S Золотой Рыбы в 400тыс. раз больше светимости Солнца. Звёзды бывают разреженные и чрезвычайноплотные. Средняя плотность ряда гигантских звёзд в сотни тысяч раз меньшеплотности воды, а средняя плотность белых карликов, наоборот, в сотни тысяч разбольше плотности воды.

У некоторых типов звёздблеск периодически изменяется; такие звёзды называются переменными звёздами.Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска,происходят в новых звёздах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карликувеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, которая, продолжаярасширяться, рассеивается в пространстве. Затем звезда вновь сжимается донебольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышексверхновых звёзд.

Изучение спектров звёздпозволяет определить химический состав их атмосфер. Звёзд, как и Солнце,состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле.

В звёзде преобладают водород(около 70% по весу) и гелий (около 25%); остальные элементы (среди них наиболееобильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том жесоотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слоизвезды. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами,вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннегостроения звезды и источников звёздной энергии.

Солнце по всем признакамявляется рядовой звёздой. Имеются все основания предполагать, что многиезвёзды, как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстоянияпока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники звёзд даже в самыемощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования,тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 шведскийастроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советскийастроном А. Н. Дейч и другие установили существованиеневидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу звёзд. Нашапланетная система не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающихдругие звёзды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет вэтом отношении исключения.

Звёзды часто расположеныпарами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие звёзды называютсядвойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные системы звёзд.

Взаимное расположение звёздс течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике.Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы — галактики. В составнашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. звёзд.Изучение строения Галактики показывает, что многие звёзды группируются взвёздные скопления, звёздные ассоциации и другие образования.

Звёзды изучаются в двухдополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающаязвёзды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследуетдвижение звезды, распределение их в Галактике и в скоплениях, различныестатистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являютсяфизические процессы, происходящие в звёздах, их излучение, строение, эволюция.

МАССЫ ЗВЁЗД

Массы могут быть определены непосредственно лишь удвойных звёзд на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных звёздизмерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяютопределить период обращения компонентов и проекции максимальной скоростикаждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и унекоторых визуально-двойных звёздах. Этих данных достаточно для вычисленияотношения масс компонентов. Абсолютные значения масс определяются, если системаявляется в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра икомпоненты звезды попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных звёздпоказывает, что между массами и светимостями звёзд главной последовательностисуществует статистическая зависимость. Эта зависимость, распространённая и наодиночные звёзд, позволяет косвенно, определяя светимости звёзд, оценивать и ихмассы.

СВЕТИМОСТИ ЗВЁЗД И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ

Основной метод определения расстояний до звездысостоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких звезд,обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу),величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и саморасстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим звездам.

Зная расстояние до звезды иеё видимую звёздную величину m, можно найти абсолютную звёздную величину М по формуле:

М = m +5-5 lg r,

где r – расстояние до звезды, выраженное в парсеках. Определивсредние абсолютные звёздные величины для звезды тех или иных спектральныхклассов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных звезд этих жеклассов, можно определить расстояния и до удалённых звезды, для которыхпараллактические смещения неощутимы. Абсолютные звёздные величины некоторыхтипов переменных звёзд (например, цефеид) можноустановить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определятьрасстояния до них.

Расстояния оцениваются такжепо систематическим компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд,обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе сЗемлёй) в пространстве и зависящим, от удалённости звезды. Чтобы исключитьвлияние собственных скоростей отдельных звезд, определяют расстояние сразу добольшой группы их (статистические или групповые параллаксы).

ТЕМПЕРАТУРЫ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЁЗД

Распределение энергии в спектрах раскалённых телнеодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится наразные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этихэффектов у звезды, изучение распределения энергии в звёздных спектрах,измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температурызвезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в ихспектре, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классызвезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F,G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С,а от класса К – побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды.Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить поспектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхностизвезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, иразмерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностямспектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективнойтемпературы звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру,можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится наневидимые области спектра — ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютнаязвёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой иинфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды.

РАДИУСЫ ЗВЁЗД

Зная эффективную температуруТefи светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

L=4pR2sT4ef

основанной на Стефана –Больцмана законе излучения (s — постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловымиразмерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздныхинтерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значениянаибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси ихотносительной орбиты.

ВРАЩЕНИЕ ЗВЁЗД

Вращение звезд изучается поих спектрам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а другойприближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемсяодновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципомДоплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определятьскорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются соскоростями (на экваторе) 100-200 км/с. Скорости вращения более холодных звезд –значительно меньше (несколько км/с). Уменьшение скорости вращения звездысвязано, по-видимому, с переходом части момента количества движения кокружающему её газопылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-забыстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение иззвёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чеготемпература на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звездывозникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются вглубоких слоях звезды. Такие движения играют существенную роль в перемешиваниивещества в слоях, где нет конвекции.

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ ЗВЁЗД

Поскольку недра звезднедоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение звезды изучаетсяпутём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значениямасс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теориивнутреннего строения обычных звезд лежит представление о звездах как о газовомшаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительноговремени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесиеподдерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовымдавлением в недрах звезд, действующим наружу и уравновешивающим силыгравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются плотностьи температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды –во всех её элементарных объёмах – практически не меняется со временем, т. е.количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируетсяприходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными илидругими источниками.

Температуры обычных звездменяются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов иболее в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностьюионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздныхмоделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованияхвнутреннего строения звезды существенное значение имеют предпосылки обисточниках энергии, химическом составе звезды и о механизме переноса энергии.

Основным механизмом переносаэнергии в звезде является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла изболее горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантовультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаютсяв других частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, болеехолодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяетсясредней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздноговещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмамипоглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяниесвободными электронами.

Лучистая теплопроводностьявляется основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако внекоторых частях звезды существенную роль играет конвективный перенос энергии,т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влияниемразличия температуры. У холодных звезд полная ионизация наступает на большейглубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую частьобъёма.

Химический состав веществанедр звезд на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздныхатмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений. С течениемвремени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннеестроение звезды меняется.

ИСТОЧНИКИ ЗВЁЗДНОЙ ЭНЕРГИИ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД

Основным источником энергиизвезды являются термоядерные реакции, при которых из лёгких ядер образуютсяболее тяжёлые; чаще всего это — превращение водорода в гелий. В звезде смассой, меньшей двух солнечных, оно происходит главным образом путём соединениядвух протонов в ядро дейтерия, затем превращением дейтерия в изотоп He3путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер He3 в He4и два протона. В более массивных звездах преобладает углеродно-азотнаяциклическая реакция: углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяяпопутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелийи углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелияиз четырёх ядер водорода с выделением энергии: ядра азота и углерода вуглеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер натакое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолетьэлектростатическое отталкивание, поэтому реакции могут идти только притемпературах, превышающих 107 градусов. Такие температуры встречаются в самыхцентральных частях звезд. В звездах малых масс, где температура в центренедостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационноесжатие звезды.

У массивных звезд ядро вконце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается приблизительно до 10 км, извезда превращается в нейтронную (состоит из нейтронов, а не из ядер иэлектронов, как обычные звезды). Нейтронные звезды имеют сильное магнитное полеи быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, аиногда к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений. Такие объектыназываются пульсарами. При ещё больших массах происходит коллапс — неограниченное падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света.Часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до7000 км/с. При этом звезда превращается в сверхновую звезду, её излучениеувеличивается до нескольких млрд. светимостей Солнца, а затем постепенно, втечение ряда месяцев угасает.

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ

Большая часть звезд входит всостав двойных или кратных звёздных систем. Если компоненты двойных звездрасположены достаточно далеко друг от друга, они видны отдельно. Этовизуально-двойные звезды. Иногда один, более слабый, компонент не виден, идвойственность обнаруживается по непрямолинейному движению более яркой звезды.Чаще же всего двойные звезды распознаются по периодическому расщеплению линий вспектре (спектрально-двойные звезды) или по характерным изменениям блеска(затменно-двойные звезды). Большая часть двойных звезд образует тесные пары. Наэволюцию компонентов таких звезд существенное влияние оказывают взаимныеприливные возмущения. Если один из компонентов звезды вздувается в процессеэволюции, то при некоторых условиях из точки её поверхности, обращенной кдругому компоненту, начинается истечение газа. Газ образует потоки вокругвторого компонента и частично попадает на него. В результате первый компонентможет потерять большую часть массы и превратиться в субгигантаили даже в белого карлика. Второй же компонент приобретает часть потерянноймассы и соответственно увеличивает светимость. Поскольку эта масса можетвключать газ не только из атмосферы, но и из глубоких слоев, близких к ядрупервого компонента, в двойной звезде могут наблюдаться аномалии химическогосостава. Однако эти аномалии касаются только лёгких элементов, т.к. тяжёлыеэлементы в гигантах не образуются. Они появляются при взрывах сверхновых звезд,когда выделяется много нейтронов, которые захватываются ядрами атомов иувеличивают их вес.

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ

Блеск многих звезднепостоянен и изменяется в соответствии с тем или иным законом; такие звездыназываются переменными звёздами. Звезды, у которых изменения блеска связаны сфизическими процессами, происходящими в них самих, представляют собойфизические переменные звезды (в отличие от оптических переменных звезд, к числукоторых относятся затменно-двойные звезды). Периодическая и полупериодическаяпеременность связана обычно с пульсациями звезд, а иногда с крупномасштабнойконвекцией. Звездам как системам, находящимся в устойчивом равновесии,свойственны пульсации с собственными периодами. Колебания могут возникнуть впроцессе перестройки структуры звезды, связанной с эволюционными изменениями.Однако, чтобы они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий илиусиливающий их: в период максимального сжатия звезде необходимо получитьтепловую энергию, которая уйдёт наружу в период расширения. Согласносовременным теориям, пульсации у многих типов переменных звезд объясняются тем,что при сжатии звезд увеличивается коэффициент поглощения; это задерживаетобщий поток излучения, и газ получает дополнительную энергию. При расширениипоглощение уменьшается, и энергия выходит наружу. Неоднородное строение звезды,наличие в них нескольких слоев с различными свойствами нарушает регулярнуюкартину, делает изменения параметров звезды отличными от правильной синусоиды.Основная стоячая волна колебания часто находится в глубине звезды, а наповерхность выходят порождаемые ею бегущие волны, которые влияют на фазыизменений блеска, скорости и других параметров.

Некоторые виды переменныхзвезд испытывают вспышки, при которых блеск возрастает на 10-15 звёздныхвеличин. Такие вспышки связаны с внезапным расширением фотосферы с большимискоростями (до 1000-2000 км/с у новых звезд), что приводит к выбросу оболочки.После вспышки блеск начинает уменьшаться с характерным временем 50-100 суток. Вэто время продолжается истечение газов с поверхности со скоростью в несколькотыс. км/с. Все эти звезды оказываются тесными двойными, и их вспышки,несомненно, связаны с взаимодействием компонентов системы, один из которых илиоба обычно являются горячими звёздами-карликами. На структуру оболочек,выброшенных новыми звездами, по-видимому, существенное влияние оказываетсильное магнитное поле звезд. Быстрая неправильная переменность звезд. типа ТТельца, UV Кита и некоторых других типов молодых сжимающихся звезд связана смощными конвективными движениями в этих звездах, выносящими на поверхностьгорячий газ. К переменным звездам можно отнести и сверхновые звезды. ВГалактике известно свыше 30 000 переменных звезд.