Здесь можно найти учебные материалы, которые помогут вам в написании курсовых работ, дипломов, контрольных работ и рефератов. Так же вы мажете самостоятельно повысить уникальность своей работы для прохождения проверки на плагиат всего за несколько минут.

ЛИЧНЫЙ КАБИНЕТ 

 

Здравствуйте гость!

 

Логин:

Пароль:

 

Запомнить

 

 

Забыли пароль? Регистрация

Повышение уникальности

Предлагаем нашим посетителям воспользоваться бесплатным программным обеспечением «StudentHelp», которое позволит вам всего за несколько минут, выполнить повышение уникальности любого файла в формате MS Word. После такого повышения уникальности, ваша работа легко пройдете проверку в системах антиплагиат вуз, antiplagiat.ru, etxt.ru или advego.ru. Программа «StudentHelp» работает по уникальной технологии и при повышении уникальности не вставляет в текст скрытых символов, и даже если препод скопирует текст в блокнот – не увидит ни каких отличий от текста в Word файле.

Результат поиска


Наименование:


Реферат/Курсовая Понятие звезды. Параметры звезд. Строение звезд

Информация:

Тип работы: Реферат/Курсовая. Добавлен: 28.05.13. Сдан: 2012. Страниц: 12. Уникальность по antiplagiat.ru: < 30%

Описание (план):


Содержание

         Введение                                                                                 3                               

  1. Понятие звезды. Параметры звезд. Строение звезд                       4
  2. Рождение звезд                                                                                      6
  3. Старение и смерть  звезд                                                                    8
  4. Эволюция  звезд                                                                                   10
  5. Двойные звезды                                                                                     12

         заключение                                                                                13

         список литературы                                                                    14 
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     
     

Введение

    В течение многих тысячелетий астрологи  сверяли по звёздам жизни отдельных  людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, что  роль звёзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют, а не приказывают, говорили они.

    Но  шло время, и люди стали всё  чаще смотреть на звезды с другой, менее  романтической точки зрения. Антуан де Сент-Экзюпери сказал об этом: «Вы  проинтегрировали орбиту звезды, о  жалкий род исследователей, и звезда перестала быть для вас живым светилом». Действительно, звёзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы.

    Астрономы не в состоянии проследит жизнь  одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

    Их  можно увидеть темной, безоблачной ночью на небе тысячи. Звезды- это огромные раскаленные газовые шары, такие же, как наше Солнце, но светят они намного слабее Солнца, потому что расположены гораздо дальше от нас. Даже от ближайших к нам звезд свет идет целые годы. Мы смотрим на звезды сквозь слой воздуха, который все время находиться в движении, поэтому свет звезд непостоянен – нам кажется, что они мерцают.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Понятие звезды. Параметры звезд. Строение звезд. 

       Более девяти десятых вещества нашей Галактики  сосредоточено в звездах; есть галактики, в которых на звезды приходится 99,9% массы. Мир звезд многообразен, но все же большинство из них подобно нашему Солнцу.

Солнце и любая  другая подобная ему звезда — это  сферическая масса горячего газа, удерживаемого его собственным  тяготением. Тяготение стремится  сжать газ, сблизить, насколько это  возможно, все его частицы. Давление горячего газа действует, очевидно, в противоположном направлении, оно стремится расширить газ. Сила тяготения направлена к центру звезды, а сила давления наружу; в их противоборстве устанавливается и поддерживается равновесие, в котором звезда может пребывать миллионы и миллиарды лет. В недрах Солнца давление достигает десяти миллиардов атмосфер, а температура — четырнадцати миллионов градусов. Высокое давление и высокая температура поддерживаются в центральной области благодаря непрерывно идущим ядерным реакциям превращения водорода в гелий.  

ПАРАМЕРТЫ 

       Основные  параметры звёзд – масса, радиус, светимость, эффективная температура, спектральный класс, звёздная величина. Точные числовые значения некоторых  параметров звёзд из-за их значительной удалённости определить крайне сложно, а порой даже невозможно, поэтому при их описании часто пользуются относительными значениями, например в сравнении с Солнцем, как типичной звёздой главной последовательности.

       Масса – это основной параметр, который определяет всю эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри неё, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех этапах ее существования. Массы звёзд составляют приблизительно от 1/20 до 100 масс Солнца. Нижний предел – это фактически то минимальное значение массы, при котором благодаря гравитационной энергии ядро будущей звезды способно нагреться до той температуры, при которой возможно поддержание термоядерной реакции.

Радиусы звёзд варьируются в более  широких пределах, нежели массы. Звёзды-карлики  могут иметь радиусы в 10 раз  меньше солнечного, в то время как  звёзды-гиганты в 1000 раз больше. Как  следствие, светимость может быть как  в 10 тыс. раз меньше, так и в 100 тыс. раз больше, чем у Солнца. В зависимости от стадии эволюции размеры звезды могут существенно различаться.

Важной характеристикой  звезды, как объекта на небе, является звёздная величина. Это мера яркости звезды, наблюдаемой с Земли. Невооруженным глазом при благоприятных условиях можно рассмотреть звёзды до 6-й величины, а самые яркие звёзды на небе имеют звездную величину равную 0 и –1. К примеру, звёзды всем известного ковша Большой Медведицы – это звёзды в среднем 2-й звёздной величины. Помимо этого параметра, существует ещё и абсолютная звёздная величина. Она отражает собственную светимость звезды и определяется как визуальная звёздная величина, которую эта звезда имела бы при наблюдении с расстояния 10 парсек (1 парсек = 3,2616 св. года).  

СТРОЕНИЕ 

       Звёзды  – раскаленные газовые шары, источником энергии и излучения в которых  являются термоядерные реакции, главным  образом превращение водорода в  гелий. Этот процесс происходит в  центре звезды, где температура достигает 15 млн. кельвинов (0,01 гр. Цельсия соответствует 273,16 кельвинам). Всё вещество при такой температуре и значительном давлении фактически находится в состоянии плазмы, ионизированного газа. Процесс протекания термоядерной реакции несколько отличается у звёзд массы Солнца и у более массивных (в нем принимают участие более тяжелые элементы, такие как углерод и азот), однако результом везде является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода при выделении энергии. Содержание водорода по массе в звёздах класса Солнца составляет примерно 70-75%, остальное – гелий и другие элементы, содержание которых обычно не превышает 1,5-2%.

       Видимая поверхность звезды – фотосфера. Температура фотосферы связана с такой характеристикой звезды, как спектральный класс. Всего основных семь классов: O, B, A, F, G, K, M (плюс десять подклассов от 0 до 9). Также существует разделение на C0-C9 (углеродные), S-звезды (с полосами ZrO в спектре) и ещё несколько не часто встречающихся. O – самые горячие с эффективной температурой более 25000К и имеют бело- голубой цвет, M – самые холодные с эффективной температурой менее 3500К и имеют красный цвет. К примеру, Солнце имеет класс G2 с эффективной температурой около 5700К. Спектральный класс связан с классом светимости звезды, обозначается римскими цифрами от Ia и Ib (сверхгиганты) до VII (белые карлики). Связь эту можно проследить на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла. Также эта диаграмма может показывать зависимость между цветом или температурой звезды и ее абсолютной звёздной величиной.  
 
 

Рождение  звезд 

       Солнце, Луна, планеты и звезды известны людям с древнейших времен. Но осознать тот факт, что звезды более или менее похожи на Солнце, только значительно дальше отстоят от Земли, удалось лишь благодаря тысячелетнему развитию науки. Теперь мы знаем: звезды — это плазменные шары, находящиеся в состоянии устойчивого равновесия, излучение которых поддерживается внутренним источником энергии. Но источник этот не вечен, и постепенно истощается. Чем это чревато для звезд? Какие изменения ждут их?

       Век даже самой короткоживущей звезды многократно превышает эру существования человечества. Поэтому проследить путь какой-либо звезды от ее рождения до смерти просто невозможно. Астрономы собирают сведения о космических объектах и их судьбах по крупицам — с помощью телескопов, установленных на Земле и вынесенных на дальние орбиты. И все же рассказывают о себе звезды скупо. Многие из них ведут себя спокойно, однако есть и такие, чья жизнь полна неожиданностей: они то разгораются, то меркнут, то увеличиваются, то уменьшаются, случается, что и взрываются — тогда их яркость буквально на глазах возрастает в десятки, сотни раз. Не так давно были открыты пульсары, излучающие энергию короткими вспышками...

       Чем объяснить такое разнообразие светил? Не каприз ли это природы — обилие совершенно не похожих друг на друга  космических объектов? Или все  это разные их формы, соответствующие разным стадиям жизни звезд?

       Рождение  звезды, как правило, скрыто завесой из космической пыли, поглощающей свет. Только с появлением инфракрасной (ИК) фотометрии и радиоастрономии стали доступны изучению явления в газопылевых комплексах, имеющих, по всей вероятности, отношение к рождению звезд. Исследователи выделили области, где большинство составляют молодые формирующиеся объекты — протозвезды. Основную часть своей жизни они скрыты медленно оседающей на них пылевой оболочкой. Она «гасит» излучение ядра, нагревается до сотен градусов и в соответствии с этой температурой излучает сама. Именно это излучение и удается наблюдать в ИК-диапазоне, и это едва ли не единственный способ обнаружения протозвезд.

       В 1967 году в Туманности Ориона была обнаружена инфракрасная звезда (с температурой излучения 700 градусов Кельвина), примерно в тысячу раз превосходящая Солнце по светимости и диаметру. Это открытие положило начало изучению целого класса протозвездных объектов.

       В дальнейшем выяснилось, что в областях Млечного Пути (это наша Галактика), где рождение звезд представляется наиболее вероятным, существуют компактные источники, излучающие не только в инфракрасном, но и в радиодиапазоне. Это обнадеживало, ведь радиосигналы, в отличие от других частот, не искажаются поглощающими массами пыли. Информация, собранная радиотелескопами, позволила астрономам утверждать: Туманность Ориона, насыщенная объектами, совершенно невидимыми в оптическом диапазоне, представляет собой одну из «фабрик по производству звезд».

       Предполагается, что сложный процесс формирования звезд может происходить в любом газопылевом облаке достаточно большого размера. Спусковым механизмом для начала формирования звезды может служить, например, ударная волна — своеобразное эхо далекого взрыва сверхновой. Такая волна нарушает зыбкое равновесие — облако разделяется на фрагменты, каждый из которых начинает сжиматься. Скорость сжатия газа зависит от плотности материи и наличия магнитного поля. Это — самый первый отрезок на пути образования звезд.

       Должны  пройти миллионы лет, прежде чем в  недрах формирующегося объекта создадутся условия, необходимые для запуска первых ядерных реакций. Именно тогда и наступит «день рождения» звезды. Однако потребуются еще миллионы лет на то, чтобы она накопила энергию и высвободилась из окружающего ее пылевого кокона. Подтверждением описанного процесса образования светил из межзвездной среды служат обширные скопления — ассоциации массивных горячих звезд высокой светимости.

       Для 90% звезд, так же как и для Солнца, источником энергии являются термоядерные реакции, а именно превращение водорода в гелий. Солнце, которому уже 4,5 миллиарда лет, достаточно стабильно: размеры, масса и температура поверхности практически не меняются.

       Астрономы, следящие за характеристиками нашего светила, приходят к выводу: энергии, производимой в недрах Солнца, хватит на то, чтобы еще очень долго поддерживать постоянное излучение. Но запасы водорода предельны, и когда они заканчиваются, в жизни звезд начинается другая фаза. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Старение  и смерть звезд 

         В звездах разной массы процесс  старения будет идти по-разному. В тех, чья масса равна одной—двум солнечным, образуется гелиевое ядро. На его поверхности в тонком сферическом слое продолжается горение водорода, обеспечивающее светимость звезды. Внешние ее области начинают расширяться, и поверхностная температура уменьшается. По мере выгорания водорода гелиевое ядро сжимается, плотность его растет, температура повышается, но массы звезды недостаточно, чтобы обеспечить в ядре температуру, достаточную для горения. И в какой-то момент, хотя водород еще есть, его горение прекращается. Ядро теряет способность удерживать расширяющуюся оболочку, и постепенно начинается их разделение.

         Планетарная туманность представляет собой газовую  оболочку, в центре которой располагается  звезда с достаточно высокой температурой. Оболочка — это наружная часть атмосферы бывшего красного гиганта, а центральная звезда — его ядро, оставшееся после отделения атмосферы. Газ оболочки светится под воздействием ионизующего излучения звезды. В процессе эволюции оболочка расширяется со скоростью от 10 до 50 километров в секунду, звезда сжимается, а температура ее растет. Так, в конце концов, в центре каждой планетарной туманности образуется белый карлик — компактная звезда с температурой порядка 100 000 градусов Кельвина.

         По предсказаниям теоретиков, судьба более массивных звезд может оказаться весьма драматичной. Так, в звездах, превосходящих по массе Солнце в десять раз, превращение водорода в гелий происходит очень быстро, затем наступает следующий этап — гелий превращается в углерод, а атомы углерода образуют более тяжелые элементы. Реакции идут непрерывно, но постепенно сходят на нет, когда образуется железо. На этой стадии ядро звезды состоит из ионов железа.

         Устойчивость  звезды определяется равновесием между  силами гравитации и давления нагретого  газа, которое обеспечивается электронами. Но ядра железа могут захватывать  электроны из окружающего газа, давление уменьшается, и сила тяжести берет верх. Постепенно все вещество в центре звезды оказывается состоящим из нейтронов. При достижении критического значения наступает коллапс — необратимое, практически мгновенное сжатие. При этом выделяется огромное количество энергии, внешняя оболочка звезды взрывается, разлетаясь в пространстве и обнажая центральное ядро — нейтронную звезду. Происходит взрыв сверхновой. (Результатом такого взрыва, наблюдавшегося на Земле в 1054 году, стала так называемая Крабовидная туманность.)

         В наше время существование нейтронных звезд и их связь со вспышками  сверхновых не вызывают сомнений. А  в 1932 году гипотеза советского физика Л.Д. Ландау об образования подобных космических объектов воспринималась как чисто теоретическая абстракция.

         Говоря  о смерти звезд, нельзя не упомянуть  и о черных дырах. Теоретически представляется возможным, что к концу своего существования звезда имеет массу  слишком большую, чтобы стать  белым карликом или стабильной нейтронной звездой, а потому ее остатки коллапсируются в черную дыру — объект, обладающий мощным гравитационным полем и не дающий вырваться наружу никакому излучению.

         Умирающие звезды превращаются в компактные объекты, выбрасывающие в пространство часть  своей массы и обеспечивающие тем самым рождение следующих звездных поколений. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Эволюция  звезд 

         Звёзды  зарождаются в газопылевых облаках  межзвездной среды благодаря  сгусткам вещества, образующихся в результате внешних возмущений, например, после взрыва сверхновых. Вещество под действием гравитационных сил начинает уплотняться и нагреваться. При достижении определенной массы протозвезды температура достигает того значения, при котором начинаются ядерные реакции. Продолжительность этого процесса зависит от массы. У звёзд массы Солнца на это уходит до 30 млн. лет, тогда как у более массивных в сто раз меньше. Нужно заметить, что у звёзд с большей массой все процессы идут намного быстрее, чем у менее массивных. Последующий этап жизни звезды проходит без заметных внешних изменений довольно продолжительный срок (около 10 млрд. лет у таких звёзд как Солнце, и не более 0,5 млрд. лет у в несколько раз большей массой). В этот период идет процесс сжигания водорода в ядре звезды. При этом яркость и размер остаются постоянными, так как гравитационные силы уравновешиваются давлением газа внутри звезды. Параметры звезды в этот период определяются одной из точек так называемой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла.


и т.д.................


Перейти к полному тексту работы


Скачать работу с онлайн повышением уникальности до 90% по antiplagiat.ru, etxt.ru или advego.ru


Смотреть полный текст работы бесплатно


Смотреть похожие работы


* Примечание. Уникальность работы указана на дату публикации, текущее значение может отличаться от указанного.