Физическая природа звезд

Федеральное агенство по образованию

Государственное образовательное учреждение высшего  профессионального образования

«Челябинский  государственный педагогический университет» (ГОУ ВПО «ЧГПУ»)

 

 

 

 

 

 

 

 

РЕФЕРАТ ПО КОНЦЕПЦИИ СОВРЕМЕННОГО ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ

 

Тема: Физическая природа звезд

 

 

 

 

Выполнила:  Рапохина Т. И.

543 группа

   Проверила:      Баркова В.В.                                                             

 

 

 

 

 

 

 

Челябинск – 2012

СОДЕРЖАНИЕ

Введение…………………………………………………………………………3

Глава 1. Что такое звезда………………………………………………………4

1. Сущность звезд……………………………………………………………...4
2. Рождение звезд………………………………………………………………7

1.2 Эволюция звезд……………… ……………………………………………10

1.3 Конец звезды……………………………………………………………….14

Глава 2. Физическая природа звезд…………………………………………..24

2.1 Светимость ……………………………………………………………….24

2.2 Температура……………………………………………………………..…26

2.3 Спектры и химический состав звезд…………………………….…… ……27

2.4 Средние плотности звезд………………………………………………….28

2.5 Радиус звезд………………………………………………………………….39

2.6 Масса звезд…………………………………………………………………30

Заключение……………………………………………………………………..32

Список литературы……………………………………………………………33

Приложение……………………………………………………………………34

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ВВЕДЕНИЕ

 

...Ничего нет  более простого, чем звезда...

(А. С. Эддингтон)

 

Испокон веков Человек старался дать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится  и к небесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые  звёзды, с течением времени –  и другие.

Открытие  звёзд, видимый блеск которых  со временем меняется, привело к  специальным обозначениям. Они обозначаются прописными латинскими буквами, за которыми следует название созвездия в  родительном падеже. Но первая переменная звезда, обнаруженная в каком-то созвездии, обозначается не буквой A. Отсчёт ведётся от буквы R. Следующая звезда обозначается буквой S и так далее. Когда все буквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то есть после Z снова используется A. При этом буквы могут удваиваться, например «RR». «R Льва» означает, что это первая открытая переменная звезда в созвездии Льва.

Звезды  очень интересны для меня, поэтому  я решила написать реферат именно на эту тему.

Звезды —  это далекие солнца, по этому, изучая природу звезд, мы будем сравнивать их физические характеристики с физическими  характеристиками Солнца.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Глава 1. ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДА

1.1 СУЩНОСТЬ ЗВЕЗД

При внимательном разглядывании звезда представляется светящейся точкой, иногда с расходящимися  лучами. Явление лучей связано  с особенностью зрения и не имеет  отношения к физической природе  звезды.

Любая звезда - это удаленное от нас солнце. Ближайшая из звезд - Проксима - находится в 270000 раз дальше от нас, чем Солнце. Самая яркая звезда неба Сириус в созвездии Большой Пёс, расположенная на расстоянии 8x1013км, имеет примерно такую же яркость, как и 100-ваттная электрическая лампочка на расстоянии 8 км (если не учитывать ослабление света в атмосфере). Но для того, чтобы лампочка была видна под таким же углом, под которым виден диск далёкого Сириуса, ее диаметр должен быть равен 1 мм!

При хорошей  видимости и нормальном зрении над  горизонтом одновременно можно увидеть  около 2500 звёзд. Имеют собственные имена 275 звезд, например, Алголь, Альдебаран, Антарес, Альтаир, Арктур, Бетельгейзе, Вега, Гемма, Дубхе, Канопус (вторая по яркости звезда), Капелла, Мицар, Полярная (путеводная звезда), Регул, Ригель, Сириус, Спика, Сердце Карла, Тайгета, Фомальгаут, Шеат, Этамин, Электра и др.

Вопрос, сколько  звезд в данном созвездии, лишен  смысла, так как ему недостает  конкретности. Для ответа необходимо знать остроту зрения наблюдателя, время, когда ведутся наблюдения (от этого зависит яркость неба), высоту созвездия (у горизонта трудно обнаружить слабую звезду из-за атмосферного ослабления света), место наблюдения (в горах атмосфера чище, прозрачнее - поэтому видно больше звезд) и т.д. В среднем на одно созвездие приходится примерно 60 звезд, наблюдаемых невооруженным глазом (у Млечного Пути и в больших созвездиях - больше всего). Например, в созвездии Лебедь можно насчитать до 150 звёзд (область Млечного Пути); а в созвездии Лев - только 70. В небольшом созвездии Треугольник видно всего 15 звезд.

Если же учитывать  звезды до 100 раз более слабые, чем  самые слабые звезды, ещё различимые зорким наблюдателем, то в среднем  на одно созвездие будет приходится около 10000 звезд.

Звезды различаются  не только по их яркости, но и по цвету. Например, Альдебаран (созвездие Телец), Антарес (Скорпион), Бетельгейзе (Орион) и Арктур (Волопас) - красные, а Вега (Лира), Регул (Лев), Спика (Дева) и Сириус (Большой Пёс) - белые и голубоватые.

Звезды мерцают. Это явление хорошо заметно у  горизонта. Причина мерцания - оптическая неоднородность атмосферы. Прежде, чем  попасть в глаз наблюдателя, свет звезды пересекает в атмосфере множество  мелких неоднородностей. По своим оптическим свойствам они похожи на линзы, концентрирующие  или рассеивающие свет. Непрерывное  перемещение таких линз и является причиной мерцания.

Причину изменения  цвета при мерцании поясняет рис.6, из которого видно, что синий (с) и  красный (к) свет от одной и той  же звезды перед тем, как попасть  в глаз наблюдателя (О), проходит в  атмосфере неравные пути. Это - следствие  неодинакового преломления в  атмосфере синего и красного света. Несогласованность колебаний яркости (вызванных разными неоднородностями) приводит к разбалансировке цветов.

 
 
Рис.6.

В отличие  от общего мерцания, цветовое можно  заметить только у звезд близких  к горизонту.

У некоторых  звезд, названных переменными звездами, изменения яркости происходят гораздо  более медленно и плавно, чем при  мерцании, рис. 7. Например, звезда Алголь (Дьявол) в созвездии Персей меняет свою яркость с периодом 2,867 суток. Причины “переменности” звезд многообразны. Если две звезды обращаются вокруг общего центра масс, то одна из них может  периодически закрывать другую (случай Алголя). Кроме того, некоторые звезды меняют яркость в процессе пульсации. У других звезд яркость изменяется при взрывах на поверхности. Иногда взрывается вся звезда (тогда наблюдается сверхновая звезда, светимость которой в миллиарды раз превосходит солнечную).

 
 
Рис.7.

Движения  звезд друг относительно друга со скоростями в десятки километров в секунду приводят к постепенному изменению звездных узоров на небе. Однако продолжительность жизни  человека слишком мала, чтобы такие  изменения удалось заметить при  наблюдениях невооружённым глазом.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1.2 РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗД

 

Современная астрономия располагает большим  количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой  межзвездной среды. Процесс образования  звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение  этого обстоятельства является одним  из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных «радио изображений» некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не будем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны Н Н», т. е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд — объектов заведомо молодых.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В  прошлом веке и в начале этого  века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии  Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной  энергии является непрерывное выпадение  на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях» перейти в излучение. Как мы увидим, ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Успехи ядерной  физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце  тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).

 В результате  этих реакций, скорость которых  сильно зависит от температуры,  протоны превращаются в ядра  гелия, а освобождающаяся энергия  медленно "просачивается" сквозь  недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратится в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10⁵² эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце "израсходовало" не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно  указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой  среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, (что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.

 При сжатии  протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана — Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме "спектр —светимость" такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее разморы становятся меньше, а поверхностная температура растет вследствие чего спектр становится все более ранним. Таким образом, двигаясь по диаграмме "спектр — светимость", протозвезда довольно быстро "сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для тою, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

 

 

 

 

Великолепные  колонны, состоящие главным образом  из газообразного водорода и пыли дают начало новорождённым звёздам  внутри туманности Орла. 

 

 

 

Фото: NASA, ESA, STcI, J Hester and P Scowen (Arizon State University)

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1.3 ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного  времени. Если, например, масса протозвезды  больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов  лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую  раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой  стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем  в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.

В 5966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т. е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали "подходящее" имя "мистериум". Однако "мистериум" очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев" — "небулия" и "короння". Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам — "небулию" и "коронию". В 1939—1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии "корония" принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция.