Реферат: Создание Вселенной или большой взрыв

Основные звездные характеристики

Светимость и расстояние до звезд

Прежде всего надо понять,что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как «точечные»источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже всамые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных»дисков. Подчеркиваю слово «реальных», так как благодаря чистоинструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, вфокальной плоскости телескопов получается «ложное» изображение звездыв виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секундыдуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотойдоли секунды дуги.

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, еслиизвестны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимойвеличины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние дозвезд определить 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 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 химический состав

Исключительно богатуюинформацию 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. Однако в последние десятилетия были запущеныспециализированные искусственные спутники земли; на их борту были установленытелескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовоеизлучение.

Характерной особенностьюзвездных спектров является еще наличие у них огромного количества линийпоглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линийпозволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Химический составнаружных слоев звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит ихизлучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором местенаходится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительнога каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атомжелеза. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можносказать, что наружные слои звезд — это гигантские водородно-гелиевые плазмы снебольшой примесью более тяжелых элементов.

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 звезд

Знание спектральногокласса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так какзвезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующейтемпературы, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется иззакона Стефана Больцмана:

<img src="/cache/referats/16573/image002.gif" v:shapes="_x0000_i1025">   — постояннаяБольцмана

Мощность излучения всейповерхности звезды, или ее светимость, очевидно будет равна

<img src="/cache/referats/16573/image004.gif" v:shapes="_x0000_i1026">   ( * ), где R — радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать еесветимость и температуру поверхности.

Нам остается определитьеще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды — ее массу. Надосказать, что это сделать не так то просто. А главное существует не так уж многозвезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всегоопределить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуосьорбиты а и период обращения Р известны. В этом случае массы определяются изтретьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

<img src="/cache/referats/16573/image006.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 не располагает в настоящее время методом прямого инезависимого определения массы  (то естьне входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточносерьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал,прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуацииастрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветомимеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем.Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую жемассу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегдаследует принимать с некоторой осторожностью.

Связь основных звездных величин

Итак, современнаяастрономия располагает методами определения основных звездных характеристик:светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава имассы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми?Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиусзвезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Этазависимость представляется простой формулой ( * ) и является тривиальной.Наряду с этим, однако, давно уже была обнаружена зависимость между светимостьюзвезд и их спектральным классом (или, что фактически одно и то же,- цветом). Эту зависимость эмпирически установили(независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетиявыдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американецРассел.

Звезды рождаются

Межзвездный газ

Потребовалось, однако,тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с темвеличественный факт, что звезды — это объекты, более или менее похожие наСолнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Ньютонбыл первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два столетия послевеликого английского ученого  почти всемимолчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в которомнаходятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время отвремени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде.Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительнодоказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь немифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполнеопределенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие,было сделано с помощью спектрального анализа.

Почти половину столетиямежзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в немлиний поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеютсложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг кдругу компонент. Каждая такая компонента возникает при поглощении света звездыв каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутсядруг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводитблагодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линийпоглощения.

Химический состав межзвездногогаза в первом приближении оказался довольно близким к химическому составуСолнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между темкак остальные элементы мы можем рассматривать как «примеси».

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря омежзвездной среде, мы имели ввиду только межзвездный газ. но имеется и другаякомпонента. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже упоминали выше, что еще впрошлом столетии дебатировался вопрос о прозрачности межзвездного пространства.Только около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзведноепространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанциясосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнеевсего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красныхлучах сравнительно невелико.

Что же это за субстанция?Сейчас уже представляется 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 средыявляется большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются,во-первых, зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка.Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающейнесколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда междуоблаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на кубический сантиметр.имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударные волны отвзрывов звезд.

Наряду с отдельнымиоблаками как ионизированного так и неионизированного газа в Галактикенаблюдаются значительно большие по своим размерам, массе и плотности агрегатыхолодного межзвездного вещества, получившие название «газово-пылевыхкомплексов». Для нас самым существенным является то, что в такихгазово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд издиффузной 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 процессом звездообразоания? Прежде всего следует подчеркнуть, что ужепо крайней мере с сороковых годов нашего столетия астрономам ясно, что звезды вГалактике должны непрерывно (то есть буквально «на наших глазах»)образовываться из какой-то качественно другой субстанции. Дело в том, что к1939 году было установлено, что источником звездной энергии являетсяпроисходящий в недрах звезд термоядерный синтез. Грубо говоря, подавляющиебольшинство звезд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяютсячерез ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу.Так как масса одного протона (в атомных единицах) равна 1,0081, а масса ядрагелия (альфа-частицы) равна 4,0039, то избыток массы,равный 0,007 атомной единицы на протон, должен выделиться как энергия. Темсамым определяется запас ядерной энергии в звезде, которая постоянно тратитсяна излучение. В самом благоприятном случае чисто водородной звезды запасаядерной энергии хватит не более, чем на 100 миллионов лет, в то время как вреальных условиях эволюции время жизни звезды оказывается на порядок меньше этойявно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет — ничтожный срок для эволюциинашей Галактики, возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардов лет. Возрастмассивных звезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле! Значит звезды(по крайней мере, массивные с высокой светимостью) никак не могут быть вГалактике «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 по классам,или, что практически одно и тоже, по спектральным классам), необходимо, чтобы вней автоматически поддерживалось динамическое равновесие между рождающимися и«гибнущими» звездами. В этом отношении Галактика похожа напервобытный лес, состоящий из деревьев различных видов и возрастов, причемвозраст деревьев гораздо меньше возраста леса. Имеется, правда, одно важноеразличие между Галактикой и лесом. В Галактике время жизни звезд с массойменьше солнечной превышает ее возраст. Поэтому следует ожидать постепенногоувеличения числа звезд со сравнительно небольшой массой, так как они пока еще«не успели» умереть, а рождаться продолжают. Но для более массивныхзвезд упомянутое выше динамическое равновесие неизбежно должно выполняться.

Газово-пылевые комплексы — колыбель звезд

Откуда же берутся в нашейГалактике молодые и "сверхмолодые" звезды?С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласао 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 конденсацийпревосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малыевозмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется нанесколько конденсаций. Под действием силы гравитацииэти конденсации будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в концеконцов превратятся в звезды.

Характерное время сжатияоблака до размеров  протозвездыможно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение телапод влиянием некоторого ускорения. Так, к примеру, облако с массой, равнойсолнечной, сожмется за миллион лет.

В процессе только чтоописанной первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, котораяназывается «стадией свободного падения», освобождается определенноеколичество гравитационной энергии. Половина освободившейся при сжатии облакаэнергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойтина нагрев вещества.

Как только сжимающеесяоблако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость егорезко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободногопадения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей         , после того как процесс диссоциациимолекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться, так какполовина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагревоблака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя. Это уже самаянастоящая протозвезда.

Таким образом, из простыхзаконов физики следует ожидать, что может иметь место единственный изакономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексов сначала в протозвезды, а потом и в звезды. Однако возможность — этоеще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательной астрономииявляется, 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, 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 для этого прежде всего надо уметь отличать их от „нормальных“звезд.

Звездные ассоциации

Эмпирическимподтверждением процесса образования звезд из облаков межзвездной среды являетсято давно известное обстоятельство, что массивные звезды классов О и Враспределены в Галактике не однородно, а группируются в отдельные обширныескопления, которые позже получили название „ассоциации“. Но такиезвезды должны быть молодыми объектами. Таким образом, сама практикаастрономических наблюдений подсказывала, что звезды рождаются не поодиночке, акак бы гнездами, что качественно согласуется с представлениями теориигравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только изодних горячих массивных гигантов, но и из других примечательных, заведомомолодых 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.

Процесс рождения звезд,как правило, не заметен, потому что скрыт от нас пеленой поглощающей светкосмической пыли. Только радиоастромония, как можнотеперь с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение в проблемуизучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощает радиоволны.Во- вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданные явления вгазово-пылевых комплексах межзвездой среды, которыеимеют прямое отношение к процессу звездообразования.

Кратко о всем процессе рождения

Мы довольно подробнорассматривали вопрос о конденсации в протозвездыплотных холодных молекулярных облаков, на которые из-за гравитационнойнеустойчивости распадается газово-пылевой комплекс межзвездной среды. Здесьважно еще раз подчеркнуть, что этот процесс является закономерным, то естьнеизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды неизбежноведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные, сравнительноплотные облака и межоблачную среду. Однакособственная сила тяжести не может сжать облака — для этого они недостаточноплотны и велики. Но тут „вступает в игру“ межзвездное магнитное поле.В системе силовых линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие»ямы", куда «стекаются» облака межзвездной среды. Этоприводит к образованию огромных газово-пылевых комплексов. В таких комплексахобразуется слой холодного газа, так как ионизирующее межзвездный углеродультрафиолетовое излучение звезд сильно поглощается находящейся в плотномкомплексе космической пылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждаютмежзвездный газ и "термостатируют" его приочень низкой температуре — порядка 5-10 градусов Кельвина. Так как в холодномслое давление газа равно внешнему давлению окружающего более нагретого газа, топлотность в этом слое значительно выше и достигает нескольких тысяч атомов накубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодный слой, послетого 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 протозвездаэволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.

Когда существенная частьмассы газа превратиться в звезды, межзвездное магнитное поле, которое своимдавлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказыватьвоздействия на звезды и молодые протозвезды. Подвлиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать к галактическойплоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегда должныприближаться к галактической плоскости.

Список использованной литературы:

1. И. С. Шкловский.Звезды: их рождение, жизнь и смерть

2. П. И. Бакулин. Курсобщей астрономии

3. Ю. Н. Ефремов. Вглубины Вселенной

еще рефераты
Еще работы по астрономии