Астрономические особенности звезды

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Астрономия и космонавтика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

Введение

Звезда -- небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами Кельвинов, а на их поверхности -- тысячами Кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях, у отдельных, редко встречающихся звёзд, в ходе других процессов. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе.

Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путь финикийским мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богов и сами боги, другим — серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес, третьим — отверстия, через которые струится небесные свет.

Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считали непременными условиями существования мира. Древние египтяне полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих Псов догонит Большую Медведицу. Наверное, для них очень важно было сознавать, что в этом неверном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.

Неудивительно, что любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда — Полынь — будет знаком конца света.

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.

1. Звезда как небесное тело

Звезда — небесное тело, светящееся собственным светом и представляющееся земным наблюдателям светлой точкой. Звёзды рассеяны по вселенной на огромных расстояниях, так что их собственного движения мы не замечаем. В ясную безлунную ночь все видимое небо представляется усеянным бесчисленным, на первый взгляд, множеством звёзд, однако точный счет показал, что число звёзд, видимых простым глазом, не более 5000; из них одновременно над горизонтом видно даже не более 2500. После изобретения зрительных труб обнаружилось, что существует множество более мелких, так называемых телескопических звёзд, общее число которых по мере увеличения оптической силы труб постепенно увеличивается для наблюдения и, по оценкам Гершеля и Струве, должно составлять десятки миллионов. По относительной яркости звёзд подразделяются на величины, причем наиболее яркие называются звёзды 1-й величины, слабейшие 2-й и т. д. Простыми глазами видны звёзды до 6-й величины; более слабые относятся уже к телескопическим, и в настоящее время различают звёзды до 20-й величины. Так как резких границ между звёздами разных величин не существует, то в новейших звездных каталогах величины звёзд показываются до десятых долей. Для подробного изучения и отдельных звёзд еще древние астрономы подразделили их на созвездия, обнимающие более или менее обширные пространства небесного свода, а наиболее яркие назвали особыми именами. Байер в начале XV I I в. предложил означать звёзды каждого созвездия буквами греческого алфавита, называя первою буквою б наиболее яркую; так, например, наиболее яркая звезда в созвездии Малой Медведтицы, Полярная, означается в звездных каталогах через б Ursae minoris. Но обыкновенно греческого алфавита недостает для обозначения даже ярких звёзд, и потому более мелкие означаются просто номером и названием созвездия; в последнее время звёзды означаются еще чаще номером их в каком-нибудь известном каталоге, причем это обозначение сопровождается еще прямым восхождением и склонением звезд, что устраняет уже всякое недоразумение. Для переменных и цветных звёзд принято употреблять последние буквы латинского алфавита. При ближайшем изучении распределения звёзд на небесном своде оказывается, что только наиболее яркие разбросаны, по-видимому, без всякого порядка; более мелкие сгруппированы особенно густо на широкой полосе, опоясывающей все видимое небо приблизительно в направлении большого круга. По мере удаления от этой полосы число звёзд, приходящееся на данное пространство, непрерывно уменьшается, и кое-где существуют места, на которых даже сильнейшие зрительные трубы вовсе не обнаруживают присутствия звёзд; эти места В. Гершель назвал угольными ямами (coal sack).

Расстояние звёзд от Земли и взаимные расстояния звёзд громадны. Для определения расстояния от Земли вычисляют величину углового перемещения звёзд вследствие годового обращения Земли около Солнца. Близкая звезда, находящаяся в плоскости земной орбиты и усматриваемая в известный момент по известному направлению, полгода спустя, когда наблюдатель переместится в пространстве на целый диаметр земной орбиты, должна усматриваться уже по другому направлению; такая звезда должна передвигаться по прямой, лежащей в плоскости эклиптики. Звезда, лежащая близ полюса эклиптики, в течение года должна описывать на небесном своде эллипсис известных размеров, подобный эллиптической орбите Земли. Прочие звёзды, лежащие в любых направлениях, должны описывать эллипсы, сжатие которых тем больше, чем ближе звезда к плоскости эклиптики. Видимые размеры больших полуосей этих эллипсов должны быть тем больше, чем ближе звезда к Земле. Вычисление годового параллакса может быть сделано или из абсолютных определений прямых восхождений и склонений, или же из относительных перемещений близкой звезды по сравнению с более отдаленными. В результате многих вычислений, сделанных в последнее время на лучших обсерваториях, оказалось, что годовые параллаксы звёзд незначительны и не превосходят 1″, откуда и следует, что расстояния звезды от Земли огромны и, например, ближайшая к Земле звезда б Centauri удалена на расстояние, которое свет проходит в 3 ½ года, а скорость света составляет около 300 000 км, или 280 000 верст в секунду. Зная видимую яркость звезды и ее годовой параллакс, можно вычислить истинные размеры звезды; из таких вычислений оказывается, что звёзды представляют светила одного порядка с нашим Солнцем, а многие превосходят его яркостью и размерами во много раз. Если бы наше Солнце удалилось на расстояние Сириуса, наиболее яркой звездой видимого неба, то оно представлялось бы звездой 6-й величины. — Сравнение положений отдельных звезд в разные отдаленные времена показывает, что они не остаются неподвижными, а обладают так называемым собственным движением, с весьма различными скоростями. Непосредственные наблюдения позволяют определять только движение звезд в направлении, перпендикулярном к лучу зрения, но спектральные исследования дают возможность измерять также скорость в направлении луча зрения. Переводя видимые движения в истинные, оказывается, что линейные скорости движения звезд громадны и многие несутся в пространстве со скоростью 100 и более километров в секунду. Таким образом, для грядущих поколений видимое распределение звезд и группировка их по созвездиям будут совершенно иные. Переменам в положении звезд способствует еще и то обстоятельство, что наше Солнце со всеми окружающими его планетами тоже перемещается в пространстве со скоростью около 24 км в секунду и в будущем перенесет земных наблюдателей в совершенно новые области вселенной. — Спектральный анализ позволяет исследовать качество света, испускаемого отдельными звездами, и на основании этого изучать их физическое устройство. Секи (1869), исследовав спектры 4000 звезд, подразделил их на следующие 4 класса: 1) белые и голубоватые звезды (встречаются наиболее часто) характеризуются большим напряжением водородных линий, все прочие спектральные линии слабы; представителем этого класса могут служить Сириус иВега; а) желтые звезды (тоже весьма многочисленные) характеризуются множеством тонких темных линий на сплошном спектре; таковы Капелла и Поллукс; к этому же классу принадлежит наше Солнце; 3) красные звезды (сравнительно редки) имеют спектр с широкими темными полосами, резко ограниченными со стороны фиолетового и расплывающимися к красному концу спектра; происхождение этих полос приписывают углероду, таковы б Herculis и б Orionis и 4) пурпуровые звезды (весьма редкие), спектры которых представляют полосы, обратные полосам предыдущего класса, т. е. резко ограниченные со стороны красного и расплывающиеся к фиолетовому концу спектра. К этому классу принадлежат только слабые звезды (не ярче 5-й величины); представительницею их может служить звезда № 152 каталога Schjellerup. Деление звезд на классы не безусловно, и спектры многих звезд представляют как бы переходы одного класса в другой. Фогель (18 7 4), Пикеринг и др. полагали сперва, что деление на классы по спектрам может служить указателем возраста звезды; белые и голубые обладают, вероятно, более высокою температурою и потому сравнительно моложе звезд желтых и особенно красных. Однако наблюдения над переменными звезд заставляют думать, что определенной связи между возрастом и температурою звезд не существует; красные звезды имеют несомненно более низкую температуру, но они могут стремиться как к погасанию, так и к будущему развитию путем неизвестных еще механических или химических процессов.

2. Рождение звезды

Согласно современным представлениям образование звезд происходит внутри облака газа и пыли. Обычно исходят из представления о том, что однородно распределенное вещество в пространстве неустойчиво и может собираться в сгустки под действием сил тяготения. Небольшие, случайно образовавшиеся сгустки плотности растут из-за гравитационной неустойчивости. Чтобы образовалась звезда, необходимо сжатие некоторой области газопылевого облака до такой стадии пока она не станет достаточно плотной и горячей. В процессе такой концентрации вещества происходит увеличение температуры и давления. Возникают условия для появления звезды. По мере того, как будет происходить сжатие вещества, из которого образуется звезда, будет повышаться температура звезды. Излучение и увеличивающаяся кинетическая энергия атомов и молекул газа и пыли создает давление, препятствующее сжатию газопылевого облака. Температура и давление максимальны в центре облака и минимальны на периферии. Средняя температура звезды возрастает тем быстрее, чем быстрее она излучает энергию и сжимается. Гравитационная энергия высвобождается со скоростью, которая не только восполняет потерю энергии с поверхности звезды, но и нагревает звезду.

3. Основные характеристики звезд

Основными характеристиками звёзд являются:

· масса,

· светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени L),

· радиус,

· температура поверхности.

Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных звёзд на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных звёзд измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции максимальной скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у некоторых визуально-двойных звёздах. Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абсолютные значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и компоненты звезды попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных звёзд показывает, что между массами и светимостями звёзд главной последовательности существует статистическая зависимость. Эта зависимость, распространённая и на одиночные звёзд, позволяет косвенно, определяя светимости звёзд, оценивать и их массы.

Если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты, а и период обращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

,

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 отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.

В сущности, говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то 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. В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же 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.

Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют «карлики», их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является «абсолютная величина» звезды. Есть ещё понятие «видимая звёздная величина», которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют «абсолютную величину», чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое- то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

Радиус звезд. Зная эффективную температуру Тef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

L=4pR2sT4ef

основанной на Стефана-Больцмана законе излучения (s — постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Температура поверхности. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд 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 по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а, следовательно, и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра — ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды.

Заключение

На протяжении многих веков астрономия накапливала данные о звездах. На основании этих данных строятся различные классификационные системы.

Классифицируя звезды по химическому составу, ориентируются на содержание в них элементов, тяжелее гелия. Этих элементов, как правило, не более 2%, но они определяют, к какой группе принадлежит звезда.

Основой классификации звезд служат их физические характеристики — блеск, светимость, размер, температура, масса. Звезды классифицируются по «звездной» и абсолютной величине, по светимости и цвету, по степени ионизации элементов. Изучая физические характеристики можно сделать предположение, что все звезды имеют более-менее одинаковую массу, в то время как все другие характеристики изменяются в сотни тысяч и многие миллионы раз.

Большой интерес представляет классификация и изучение двойных и переменных звезд.

Двойные звезды и кратные системы могут быть оптически и физически дойными. Их двойственность объясняется соответственно геометрическими эффектами и физическим взаимодействием.

Переменные звезды бывают затменные и физические. Переменность затменных звезд объясняется геометрическими эффектами, а физических переменных — внутренними процессами.

В настоящее время классификация звезд непрерывно дополняется и совершенствуется.

Список использованной литературы

звезда астрономический небесный

1. Бакулин. П. И. Курс общей астрономии

2. Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия. — 2-е изд., испр. /Глав. ред. М. Д. Аксёнова. — М.: Аванта+, 1998.

3. Шкловский. И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, 1997.

4. Шкловский. И. С. Вселенная, жизнь, разум. — М.: Наука, 1976.

5. Астрономический словарь — М., 2007.

6. Воронцов-Вельяминов Б. А. Очерки о Вселенной. — М., 1980.

7. Дагаев М. М. Наблюдения звездного неба — М.: Наука, 2006.

8. Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной. — М., 1984.

9. Ивлев О. А. Наблюдение звездного неба в телескоп — М.: Космоинформ, 2004.

10. Зигель Ф. Ю. Неисчерпаемость бесконечности. — М., 1984.

11. Кукаркин Б. В., Паренаго П. П. Переменные звезды и способы их наблюдения — М. -Л., 1989.

12. Новиков И. Д. Черные дыры и Вселенная. Эволюция Вселенной — М, 2002.

13. Ровинский Р. Е. Развивающаяся Вселенная. — М., 2006.

14. Скворцов Е. Ф. Астрономия — М., 2005.

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой