На бирже курсовых и дипломных проектов можно найти образцы готовых работ или получить помощь в написании уникальных курсовых работ, дипломов, лабораторных работ, контрольных работ, диссертаций, 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 Что такое звёзды и как они появляются, из чего состоят, почему образовываются звёздные скопления, какие имена имели звёзды в разных странах и у разных народов. Классификация звездных спектров. Химический состав и масса звезд. Скопления и туманности.

Информация:

Тип работы: Реферат. Предмет: Астрономия. Добавлен: 26.02.2010. Сдан: 2010. Уникальность по antiplagiat.ru: --.

Описание (план):


30
ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДЫ

Звёзды - самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин, а от ближайшей звезды Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли звезды и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число звёзд, видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды звёзд.
Изучение звёзд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звёзды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (IV в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звёзды - это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 немецким астрономом И. Фабрициусом была открыта первая переменная звезда, а в 1650 италийским учёным Дж. Риччоли - первая двойная звезда. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звёзд. В середине и во 2-й половине XYIII в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и другие высказывали правильные идеи о 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 близких звёзд. В 60-х гг. XIX в. для изучения звёзд применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией.
Русский астроном А.А. Белопольский в 1900г. экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звёздах.
Итак, 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. Большая часть вещества Вселенной «скрыта» в недрах звезд и имеет температуру порядка десятка миллионов градусов при очень высокой плотности и физических условиях, мало отличающихся от термодинамического равновесия. Основная эволюция вещества Вселенной происходила и происходит в недрах звезд. Именно там находился (и находится) тот «плавильный тигль», который обусловил химическую эволюцию вещества во Вселенной, обогатив его тяжелыми элементами. Именно там вещество по естественным законам природы превращается из идеального газа в очень плотный вырожденный газ и даже в «нейтронизированную» материю. Именно у некоторых звезд на поворотных этапах их эволюции может реализоваться пока еще далекое от ясности состояние «черной дыры». Вместе с тем, окружающие ядра галактик звезды (в среднем) занимают около 10^-25 объема Вселенной. Один из основателей современной теории звездной эволюции профессор М. Шварцшильд в своей известной монографии, посвященной строению и эволюции звезд, высказал очень глубокую мысль: «Если Вселенная управляется простыми универсальными законами, то разве чистое мышление оказалось бы не способным открыть эту совокупность законов? Тогда не нужно было бы опираться на наблюдения, которые приходится производить с таким трудом. Хотя законы, которые мы стремимся открыть, быть может, и совершенны, но человеческий разум далек от совершенства: представленный самому себе он склонен заблуждаться, чему мы видим печальное подтверждение среди бесчисленных примеров прошлого. Действительно, мы очень редко упускали возможность впасть в заблуждение; только новые, полученные из наблюдений данные, с трудом отвоеванные у природы, возвращали нас на правильный путь. В теории эволюции звезд они особенно необходимы, чтобы двигаться вперед, не впадая в серьезные ошибки…» Звезды, так же как Солнце, Луна и планеты, были известны человеку еще тогда, когда он человеком не был. По мнению И.С.Шкловского, самой примитивной астрономической информацией располагают животные, причем не только высшие. Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Этого не понимали даже выдающиеся мыслители, как Кеплер. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского учёного почти всеми молчаливо принимались, что чудовищно больших размеров пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. И только в самом начале ХХ века немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающееся открытие было сделано с помощью спектрального анализа. Открытие немецкого ученого состояло в том, что он обнаружил в спектрах некоторых двойных звезд две линии поглощения, длины волн которых не менялись, в то время как у всех остальных спектральных линий длины волн периодически менялись. Эти «неподвижные» линии, принадлежащие ионизированному кальцию, получили название «станционарных ». Они образуются не в наружных слоях звезд, а где - то «по пути» между звездой и наблюдателем. Так впервые был обнаружен межзвездный газ, который в проходящем сквозь него звездном свете производит поглощение в узких спектральных участках. Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент.
Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит к незначительному смещению длин волн линий поглощения.
По мнению И.С.Шкловского, звезды рождаются редко. В нашей весьма крупной Галактике за год формирования всего около дюжины новых светил. Как правило, небольшие группы возникших звезд прячутся в глубине непрозрачных газопылевых облаков, скрывая от астрономов первые, возможно, самые интересные, этапы своего развития. К счастью, звезды гибнут поодиночке, а рождаются вместе. Изредка появление звезд «в одном месте и в одно время» происходит столь интенсивно, что напоминает взрыв, разрушающий темное родительское облако и обнажающий начальный момент формирования звезд. Однако области взрывного звездообразования тоже встречаются не часто. Астрономам известны лишь две, расположенные в относительной близости от Солнца: звездногазовый комплекс NGC 3603 в нашей Галактике и комплекс Тарантул - в соседней, Большом Маггелановом Облаке. Их детальным исследованием астрономы Европейской южной обсерватории занялись сразу после того, как очень большой телескоп (VLT) открыл свой первый 8-метровый «глаз». Новый проект имел целью разрешить давно мучившую астрономов загадку. Дело в том, что звезды весьма значительно различаются по своей массе; у одних она в десятки раз больше, чем у Солнца, у других - во много раз меньше. Между тем от массы зависит мощность излучения, его спектральный состав, срок жизни звезды и сила ее влияния на окружающее вещество. К сожалению, до сих пор астрономы не понимают, от чего зависит масса рождающейся звезды. Известно только, что маленькие появляются гораздо чаще больших. Биолога такой факт ничуть бы не удивил: если больших будет больше, чем маленьких, нарушатся пищевые цепи. Однако звезды (за редкими исключениями) не «питаются» друг другом. Чтобы понять их распределение по массе, астрономы проверяют некоторые теоретические идеи. Одна, довольно популярная, заключается в том, что масса звезды зависит от условий формирования, прежде всего - от плотности и температуры исходного газа. А это значит, что в разных облаках должны формироваться звезды разной массы. Возможна и другая гипотеза: по мере изменения условий в облаке будет меняться и характерная масса формирующихся в нем звезд; следовательно, звезды разной массы в пределах одного очага звездообразования должны иметь разный возраст. Проверить эти предположения оказалось нелегко: близкие области звездообразования не содержат столь редко рождающихся массивных объектов, а те немногочисленные крупные очаги, где они появляются, находятся так далеко от Солнца, что нормальному телескопу не рассмотреть в них блеклые маломассивные звезды. Именно поэтому гигантский телескоп VLT Анту решено использовать для поиска слабых объектов в крупнейших очагах звездообразования. Комплекс NGC 3603- один из крупнейших в Галактике. Суммарная масса его наиболее массивных звезд спектральных классов О и В превышает 2 тысячи солнечных масс. Пятьдесят его самых ярких О-звезд дают ионизующий поток в 100 раз более мощный, чем хорошо известное скопление молодых звезд в нашей Галактике. Сравнимое с ним пока найдено только в соседней системе - туманности Тарантул. Находящееся в ее центре звездное скопление NGC 2070 удалено от нас в 8 раз дальше, чем комплекс NGC 3603 . Но во многом эти области схожи между собой. До сих пор излучение звездного скопления NGC 3603 было чрезвычайно затруднено сильным поглощением света межзвездной пылью: на огромном расстоянии от объекта до Земли пыль ослабляет излучение в оптическом диапазоне в 80 раз. Появление телескопа Анту с его «прибором ночного видения» - инфракрасной камерой-спектрометром ISAAC- сделало проблему разрешимой: в этом диапазоне поглощение пылью ослабляет излучение всего в 2 раза. Чтобы иметь возможность измерить по отдельности яркость каждой звезды в этом сверхплотном конгломерате, необходимо было получить предельно четкое изображение скопления. Чилийское небо и европейская техника дали такую возможность: диаметр изображений составил 0.4 угл. сек. Чтобы «вытянуть» слабые звезды и не получить «передержки» у ярких звезд, был использован хитроумный прием короткой многократной экспозиции с последующим сложением отдельных кадров в память компьютера. В результате этой работы удалось надежно измерить яркость и цвет около 7 тысяч звезд скопления NGC 3603. Впервые подсчитаны и измерены все звезды в активном очаге их формирования вплоть до карликов с массой в 1/10 солнечной. Для сравнения: в туманности Тарантул нижняя граница массы излученных звезд составляет 1 массу Солнца. Все это очень молодые звезды с возрастом от 300 тысяч до 1 миллиона лет; некоторые из них еще в процессе формирования. При этом большинство звезд имеет малую массу. Важнейший вывод работы международной команды астрономов таков: вопреки теоретическим прогнозам маломассивные звезды формируются вместе с массивными в едином эпизоде звездообразования. Вероятно, каждый хотя бы раз видел удивительное астрономическое явление - «падающие звезды». Они появляются неожиданно, почти мгновенно исчезают и обычно бывают не очень яркими. Но иногда даже дух захватывает, до чего красиво и ярко вспыхивает звезда. Она угасает не вмиг, а некоторое время оставляет за собой светящийся след. И уж совсем редко можно увидеть «звездный дождь» настоящий ливень из «падающих звезд». Так было, например, 12 ноября 1833 года, «звезды» падали, словно хлопья снега. Каждую секунду их появлялось по 20, за час - более 70 тысяч. Можно было подумать, что все звезды упали с неба. Но когда «звездный дождь» закончился, оказалось, что все 3000 звезд, которые мы обычно видим невооруженным глазом, остались на своих местах. Научное название «падающих звезд» - метеориты. Одно время ученые спорили, имеют ли метеориты вообще какое-либо отношение к астрономии. Астрономы выяснили, что метеориты возникают, когда крохотная космическая частичка или камушек, с большой скоростью врезаются в земную атмосферу, разогревается в ней и сгорает, вспыхнув на высоте около 100 километров. До встречи с Землей метеоритные тела долго носились в космическом пространстве. Эти частички, действительно, очень малы и весят не более чем несколько капель воды. Яркие метеориты порождаются частичками размером с кедровый орешек. Так, что «падающие звезды» совсем не похожи на настоящие звезды, многие из которых даже больше Солнца. А отчего же бывают «звездные дожди»? Происходят они, когда Земля встречается не с отдельными метеоритными частичками, а с их скоплением или роем. А чтобы понять, откуда эти скопления я расскажу одну историю…
Средние скорости движения звезд нашей Галактики, как по вытянутым, так и по круговым орбитам составляют 100-300 км/с. В менее массивных галактиках они меньше, в более массивных больше, но всегда лежат в пределах от десятков до тысячи километров в секунду. В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем. Мы упомянули о «характеристике» звезд. Под этим понимаются такие их основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (это величина называется «светимостью» и обычно обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев.
Хаббл

Выведенная на орбиту вокруг Земли в конце апреля 1990 года с борта американского челнока «Дискавери», эта крупнейшая орбитальная обсерватория в 12 тонн сразу стала «ньюсмейкером» №1 для астрономов и астрофизиков всего мира. Ведь Хабблу удалось зафиксировать «специфическое голубое сияние» в молодой и горячей - в буквальном смысле слова - спиральной галактике в созвездии Пегаса. Этот голубой свет донёс до нас информацию о катастрофических по своим масштабам событиях, которые происходили там 150 миллионов световых лет назад. Именно на таком расстоянии находится от Солнца нынешний объект исследований Хаббла. В чём уникальность новых данных? Фактически учёные получили в своё распоряжение бесценный экспериментальный материал, позволяющий разобраться в некоторых особенностях самых ранних этапов рождения звёзд. «Очень вероятно, что эти события демонстрируют нам собой тип формирования звезды, который имел место в ранней вселенной, - заявила Николь Омье, сотрудница Европейской южной обсерватории». В рассеянных голубоватых скоплениях заброшенной в умопомрачительную даль от Земли «изодранной» спиральной галактики NGC 7673 загораются прямо сейчас, в данный момент, миллионы молодых звёзд! Каждое из этих голубых скоплений состоит из тысячи звёзд-младенцев. Собственно, именно потому, что это молодые звёзды, свет от них смещён в синюю часть оптического спектра (по сравнению с более старыми красными звёздами). Мало того, эти «малютки» испускают в окружающее пространство неимоверно интенсивные потоки радиации. Каждое синее скопление выбрасывает в 100 раз более интенсивные потоки ультрафиолета, чем, например, известная на сегодняшний день ближайшая к Солнцу область звёздообразования в туманности Тарантула, по соседству с нашей галактикой Млечного Пути. Теоретики после получения этих данных выдвинули сразу несколько гипотез о причинах возникновения этого звёздного «роддома». Голубые кластеры в спиральной галактике NGC 7673 могли стать следствием её столкновения с другой, близлежащеё галактикой. Представить себе масштабы такого столкновения вряд ли возможно. Но недаром Лев Ландау ещё в 50-е годы прошлого века заметил, что физики могут объяснить даже то, что не могут уже представить. Другая гипотеза не менее экзотична. Рассеянный внутригалактический газ образовал гигантские кластеры - настоящие газовые глыбы, и направленный поток мощного излучения от какой-то внешней звезды буквально поджёг эти газовые айсберги галактики. Информационное CNN приводит слова Николь Омье: «С помощью наземных телескопов до сих пор мы могли наблюдать процесс звёздообразования только на объектах в виде нечётких областей (глыб) в космосе, но теперь, с Хабблом, мы можем изучать непосредственно процесс формирования звёзд в раннеё вселенной.»
Откуда произошли названия звёзд и созвездий???
Если вы посмотрите на звёздное небо, то при некотором воображении в россыпи более или менее ярких звёзд увидите различные фигуры. Эти фигуры можно составлять различными способами. Уже в древней Греции было выделено 48 таких фигур, заполнивших почти всё звёздное небо, они получили название «созвездий». Некоторые звёзды не входили в созвездия, а характеризовались тем, около какого созвездия они расположены. Ещё древние вавилоняне, астрономические знания которых оказали сильное влияние на греков, выделили 12 созвездий, расположенных вдоль большого круга небесной сферы, по которому совершает своё видимое годичное движение Солнце(этот круг называется эклиптикой, от греческого «затмение», так как затмения происходят, когда Луна попадает на этот круг). Число созвездий зодиака равно числу месяцев, и Солнце проходит каждое из них за месяц. Изображения и названия созвездий зодиака и соответствующих месяцев, сделанном на основе звёздного атласа известного астронома XYII века Яна Гевелия. Первоначально вступление Солнца в созвездие Овна приурочивалось ко дню весеннего равноденствия, но за две тысячи лет этот день несколько сдвинулся по отношению к созвездиям зодиака. (Заметим, что Овен и Телец - устаревшие названия барана и быка), Под Стрельцом, т.е. стрелком, понимали кентавра, вооружённого луком со стрелами, под Козерогом - козла с рыбьим хвостом, Рыб представляли в виде двух рыб, соединенных тесьмой. Слово зодиак, от греческого «животное», объясняется тем, что большинство созвездий зодиака имеют вид животных. Фигуры созвездий зодиака и их названия в настоящее время почти такие же, как у греков: разница состоит только в том, что греки называли созвездие Весов «Клешнями» и рассматривали как клешни Скорпиона.
Севернее зодиака греки располагали 21 созвездие, а южнее - 15 созвездий: созвездия южного полушария греки знали хуже, так как в древности путешественники редко доходили даже до экватора. Уже в новое время были добавлены неизвестные грекам Южный Крест и другие южные созвездия. Названия созвездий объясняются теми фигурами, которые получались при соединении звёзд, образующих созвездие линиями. Разные народы по-разному истолковывали эти фигуры. Например, в ковше Большой Медведицы греки видели медведя, а арабы - погребальную процессию в виде гроба, перед которыми идут плакальщицы, возглавляемые «предводителем плакальщиц». Некоторые созвездия связаны между собой: Волопаса, т.е. пастуха, греки рассматривали как сторожа медведиц.
Шесть северных созвездий - Цефея, Кассиопеи, Андромеды, Персея, Пегаса и Кита - также связаны общей легендарной об эфиопском царе Кефее (Цефей - латинская форма этого имени), его жене Кассиопее и дочери Андромеде. Согласно этой легенде, Кассиопея оскорбила морских нимф нереид, и в наказание за это морской бог Посейдон послал морское чудовище Кита (представлявшегося зверем с лапами и страшной пастью) опустошать берега Эфиопии. Для спасения страны Кефей должен был принести в жертву свою дочь, имя которой означает «не видевшая мужа». Девушка уже была прикована к скале, когда появился на крылатом коне Пегасе Персей - герой, убивший ужасную Медузу Горгону, взгляд которой обращал всех, кто встречался с ней, в камень. Сам Персей в борьбе с Медузой Горгоной смотрел не на неё, а на её отражение в своём щите. Персей отрубил голову Горгоны и явился к Андромеде с этой головой. Показав её Киту, он превратил его в камень, освободил Андромеду и женился на ней. Расположение указанных созвездий соответствует моменту прибытия Персея.
Созвездие Ориона своим названием обязано имени мифического стрелка, убитого богиней Артемидой за то, что он вызвал её на состязание в метании диска.
Созвездие Геркулеса получило своё название только в новое время, греки называли «Коленопреклоненный».
Созвездие Эридана греки называли «Рекой». Эридан - древнее название реки По, а также одно из имён мифического сына Солнца Фаэтона, согласно легенде упавшего на землю и утонувшего в По.
Известны и другие «преобразования» созвездий. Так, созвездие Корабля Арго впоследствии было разделено на Корму, Паруса, Компас и Киль. А из мелких звёзд, не входящих в известные раньше созвездия, были образованы новые созвездия: Горячие Псы, Щит Собесского, Ящерица, Рысь, Единорог и Секстант.
Ещё более любопытны названия звёзд. Пожалуй, только название Полярной звезды - звезды L созвездия Малой Медведицы (яркие звёзды созвездий принято обозначать греческими буквами L, B, Y, … в порядке их убывающего блеска) - и звёзд, носящих собственные имена людей, понятны без обращения к словарю. Полярная звезда получила своё название потому, что она находится вблизи Северного Полюса мира, вокруг которого происходит видимое суточное вращение звёздного неба. Собственные имена имеют, например, звёзды L и B созвездия Близнецов. Это Кастор и Поллукс, они названы так по именам двух мифических близнецов - сыновей Зевса и Леды. Звезда L Гончих Псов получила своё название Сердце Карла уже в новое время.
Очень немногие звёзды имеют греческие и латинские названия, большинство названий арабского происхождения. Это объясняется тем, что в средние века центр передовой науки находился на Ближнем и Среднем Востоке, где языком науки был арабский язык (как до этого в эллинистических странах - греческий, а позже в Европе - латинский). Важный вклад в науку того времени внесли учёные Средней Азии и Азербайджана: аль-Хорезми и аль-Бируни, Ибн Сина и Омар Хайям, Насир Ад-Дин ат-Туси и Улугбек. Много важных открытий было сделано также учёными Ирана, Ирака, Сирии, Египта, Северо-Западной Африки и мусульманской Испании. Труды этих учёных попадали в Западную Европу через Константинополь. Со многими трудами античной науки европейцы познакомились сначала по их арабским переводам и только потом - с греческими оригиналами.
Большинство арабских названий возникло следующим образом. В знаменитом труде александрийского астронома Клавдия Птолемея (II век до н.э.), обычно называемом нами «Альмагестом», имелся каталог 10022 звёзд, положения которых были измерены астрономами того времени. (Европейцы познакомились с этим трудом по его арабскому переводу: одно из греческих названий этого сочинения - «Мегисте синтаксис», что значит «Величайшая система», - арабы переделали в «аль-Маджисти», откуда и получилось «Альмагест».) Каждую звезду Птолемей характеризовал небольшим описанием, указывающим место этой звезды в созвездии. Именно от этих описаний в арабском переводе и произошли наши названия. Некоторые названия, впрочем, восходят не к Птолемею, а к староарабским названиям звёзд.
Заметим, что название Антареса объясняется тем, что эта звезда, как и Марс, красного цвета и является как бы заместителем Марса (наши названия планет - имена римских богов, соответствующих греческим богам Гермесу, Афродите, Аресу, Зевсу и Хроносу, именами которых называли планеты греки.)
От названия звезды Регул происходит слово «регулировать», так как этой звездой пользовались при регулировании полевых работ в Древнем Египте. Названия Мира и Проксима были даны учёными сравнительно недавно: название Мира получила звезда созвездия Кита за её удивительные свойства (она является долгопериодической переменной звездой), название Проксима было присвоено звезде созвездия Центавра после того, как было обнаружено, что эта звезда расположена ближе всех звёзд к Солнечной системе.

Светимость

Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 4*1^33 эрг/с. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют "карлики", светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая "абсолютная величина" звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Звезды высокой светимость имеют отрицательные абсолютные величины, например -4, -6. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями, например +8,+10.

Температура


Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К. имеют белый или голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым "показателем цвета", равным разности фотографической и визуальной и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра.
У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СП, Н20 и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца. Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M, от самых горячих к очень холодным. Каждая буква описывает спектральный класс.
Спектры звезд
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли.
Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Химический состав звезд

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов. Хотя по числу атомов так называемые "тяжелые металлы" (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего, они определяют характер эволюции звезд, т.к. непрозрачность звездных недр для излучений существенно зависит от ее непрозрачности.

Наличие во Вселенной (в частности в звездах) тяжелых элементов имеет важное значение. Совершенно очевидно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи. Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живого - это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем, поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тяжелых металлов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение для анализа условий возникновения жизни в тех или иных слоях Вселенной.
Радиус звезд
Энергия, испускаемая элементом поверхности звезды единичной площади в единицу времени, определяется законом Стефана-Больцмана. Поверхность звезды равна 4П^2Таким образом, если известны температура и светимость звезды, то мы можем вычислить ее радиус.

Масса звезд

В сущности, говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Считается, что объекты с массами меньшими 0,02 М уже не являются звездами. Они лишены внутренних источников энергии, и их светимость близка к нулю. Обычно эти объекты относят к планетам. Наибольшие непосредственно измеренные массы не превышают 60М.

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 зд и т.д.................


Перейти к полному тексту работы



Смотреть похожие работы


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