Определение массы звезд. Размеры звёзд. Модель звезд реферат Сей. Определение массы звезд. Размеры звезд. Модель звезд
 Скачать 44.44 Kb.
|
Колледж РГСУ Реферат по астрономии на тему: «Определение массы звезд. Размеры звезд. Модель звезд» Выполнила студентка группы СРБ-1 Сейфуллаева Гумри Москва, 2018 г. СОДЕРЖАНИЕ: Введение...................................................................................................................3 Глава 1. Звездные величины...................................................................................4 Глава 2. Расстояние до звезд...................................................................................4 Глава 3. Масса звезд.................................................................................................5 Глава 4. Спектральная классификация...................................................................6 Глава 5. Звезды-гиганты и звезды-карлики...........................................................7 Глава 6. Переменные звезды...................................................................................8 Глава 7. Звезды, истекающие газом......................................................................11 Заключение.............................................................................................................14 Список использованной литературы....................................................................15 ВВЕДЕНИЕ В течение тысячелетий звезды были непостижимы для человеческого сознания, но они очаровали его. Поэтому наука о звездах - астрономия - одна из самых старых. Потребовались тысячи лет, чтобы люди избавились от наивного представления о том, что звезды - яркие пятна, прикрепленные к огромному куполу. Однако величайшие мыслители древности понимали, что звездное небо с Солнцем и Луной - это больше, чем просто видимость увеличения планетария. Они догадались, что планеты и звезды - отдельные тела и свободно парят во Вселенной. С началом космической эры звезды приблизились к нам. Мы учимся все больше и больше. Но самая старая наука о звездах, астрономия, не только не исчерпала себя, но стала, наоборот, еще более интересной. ГЛАВА 1. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ Одной из важнейших особенностей является величина. Когда-то считалось, что расстояние до звезд было одинаковым, и чем больше она светила, тем больше она была. Самые яркие звезды были отмечены звездами первой величины (1m, magnitido - величина) и едва различимы невооруженным глазом до шестого (6 м). Теперь мы знаем, что величина не характеризует размер звезды, а ее яркость, то есть освещение, которое звезда создает на Земле. Но масштаб звездных величин сохранился и уточнен. Блеск звезды на 1m больше, чем блеск звезды 6m ровно 100 раз. Светильники, чья яркость превышает яркость звезд 1m, имеют нулевую величину и отрицательную величину. Масштаб продолжается к звездам, не видимым невооруженным глазом. Есть звезды 7m, 8m и так далее. Для более точной оценки дробные звездные величины 2,3m, 7,1m и т.д. Поскольку звезды находятся на разных расстояниях от нас, их кажущиеся величины ничего не говорят о светимости (мощности излучения) звезд. Поэтому также используется понятие «абсолютная звездная величина». Звездные величины, которые имели бы звезды, если бы они находились на одинаковом расстоянии (10 пк), называются абсолютными величинами (М). ГЛАВА 2. РАССТОЯНИЕ ДО ЗВЕЗД Некоторые звезды кажутся ярче, другие слабее. Но это все еще не указывает на истинную сияющую силу звезд, потому что они находятся на разных расстояниях. Таким образом, сама видимая величина не может быть характеристикой звезды, потому что она зависит от расстояния. Реальной характеристикой является яркость, то есть полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени. Светимость звезд чрезвычайно разнообразна. Золотая рыбка, одна из гигантских звезд, в 500000 раз ярче солнца, а звезда самых слабых карликов примерно одинакова. Если абсолютная величина известна, яркость любой звезды может быть рассчитана по формуле lg L = 0,4 (Ma-M), где L - яркость звезды, M - его абсолютная величина, Ма - абсолютная величина Солнца. ГЛАВА 3. МАССА ЗВЕЗД Другой важной характеристикой звезды является ее масса. Массы звезд разные, но, в отличие от светимостей и размеров, они отличаются относительно узкими границами. Основным методом определения звездных масс является изучение двойных звезд. На основе закона мира и законов Кеплера, обобщенного Ньютоном, была получена формула  , гдеM1 и M2 - массы основной звезды и ее спутника, P - орбитальный период спутника, a - полуосновная ось земной орбиты. Мы также нашли связь между яркостью и массой звезды: яркость увеличивается пропорционально кубу массы. Используя эту зависимость, из светимости можно определить массы простых звезд, для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений. ГЛАВА 4. СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех их физических свойств. В спектре звезды мы можем распознавать ее яркость (и, следовательно, ее расстояние), ее температуру, ее размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость в пространстве, ее скорость вокруг неба, и даже, что это еще одна невидимая звезда поблизости, с которой она вращается вокруг своего общего центра тяжести. Существует подробная классификация звездных классов (Гарвард). Классы обозначаются буквами, подклассы нумеруются от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе O подклассы начинаются с O5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд, которые позже и позже переходят к спектральным классам. Это выглядит так: O - B - A - F - G - K - M Среди холодных красных звезд, за исключением класса M, есть еще два разновидности. В спектре одного вместо полос молекулярного поглощения оксида титана присутствуют характерные полосы окиси углерода и голубого (в спектре, обозначаемом буквами R и N), и между другие, полосы оксида циркония (класс S). Подавляющее большинство звезд принадлежит последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна. Цвета звезд разных классов различны: O и B - голубые звезды, A - белый, F и G - желтый, K - оранжевый, M - красный. Вышеприведенная классификация является одномерной, поскольку главной характеристикой является температура звезды. Но среди звезд класса есть гигантские звезды и карликовые звезды. Они различаются по плотности газа в атмосфере, поверхности, яркости. Эти различия отражены в спектре звезд. Существует новая двумерная классификация звезд. Согласно этой классификации каждая звезда, за исключением спектрального класса, также указывает класс яркости. Это отмечено в римских цифрах от I до V. I - супергигантов, II-III - гигантов, IV - субгигантов, V-карликов. Например, спектральный класс звезды Вега напоминает A0V, Бетельгейзе - M2I, Сириус - A1V. Все вышесказанное относится к нормальным звездам. Однако есть много нестандартных звезд с необычными спектрами. Прежде всего, это звезды выбросов. Их спектры характеризуются не только темными линиями (поглощение), но и яркими эмиссионными линиями, более яркими, чем сплошной спектр. Эти линии называются линиями передачи. Наличие таких линий в спектре обозначается буквой «е» после спектрального класса. Итак, есть звезды Be, Ae, Me. Присутствие некоторых эмиссионных линий в спектре звезды O отмечено Оф. Существуют экзотические звезды, спектры которых состоят из широких полос излучения в контексте слабого непрерывного спектра. Они обозначены как WC и WN, они не соответствуют классификации Гарварда. Недавно были обнаружены инфракрасные звезды. Они излучают почти всю свою энергию в невидимой инфракрасной области спектра. ГЛАВА 5. ЗВЕЗДЫ-ГИГАНТЫ И ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ Среди звезд - гиганты и карлики. Самые крупные из них - красные гиганты, которые, несмотря на их слабую радиацию квадратного метра поверхности, блестят в 50 000 раз больше, чем солнце. Самые большие гиганты в 2400 раз больше солнца. Внутри они могли разместить нашу солнечную систему на орбите Сатурна. Сириус - одна из белых звезд, она светит в 24 раза больше, чем Солнце, это примерно в два раза больше Солнца. Но есть много карликовых звезд. Это в основном красные карлики с диаметром, равным половине и даже одной пятой нашего диаметра Солнца. Размер солнца - средняя звезда, в нашей галактике - миллиарды. Белые карлики занимают особое место среди звезд. Но они будут описаны позже как последний этап эволюции обычной звезды. ГЛАВА 6. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ Переменные звезды - это звезды, яркость которых меняется. В некоторых переменных звездах яркость изменяется периодически, в то время как другие наблюдают случайное изменение яркости. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного и того же созвездия латинская буква, комбинация из двух букв или буква V с номером, присваивается переменным звездам. Например, S Car, RT Per, V557 Sgr. Переменные звезды делятся на три широких класса: импульсные, эруптивные (взрывоопасные) и затмеваются. Пульсирующие звезды имеют гладкие вариации блеска. Они вызваны периодическими изменениями в радиусе и температуре поверхности. Пульсирующие звездные периоды варьируются от фракции дня (звезды RR Лиры) до десятков (цефеид) и сотен дней (Мириды – звезды типа Мира Кита). Пульсирующие звезды открываются примерно в 14 милях. Второй класс переменных звезд - взрывоопасные звезды или, как их называют, эруптивные звезды. Это включает, прежде всего, сверхновые, новые, повторяющиеся звезды, звезды типа И Близнецов, симбиотические звезды. Эруптивные звезды - это молодые быстро движущиеся звезды, такие как ИV Кита и ряд связанных объектов. Количество открытых эруптивных переменных превышает 2000. Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, потому что изменение их кажущейся светимости обусловлено физическими процессами, которые происходят там. Это изменяет температуру, цвет и иногда размер звезды. Давайте более подробно рассмотрим наиболее интересные типы звезд с физическими переменными. Например, цефеиды. Это очень распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. У них есть особенности звезды Цефея. Его блеск постоянно меняется. Изменения повторяются каждые 5 дней и каждые 8 часов. Блеск увеличивается быстрее, чем ослабляется после максимума. d Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения в радиальной скорости и спектральном классе. Также меняется цвет звезды. Это означает, что в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причиной которых является пульсация внешних слоев звезды. Цефеиды - нестационарные звезды. Существует чередующееся сжатие и расширение под действием двух противоположных сил: сила притяжения к центру звезды и сила давления газов, выталкивающих вещество наружу. Это очень важная особенность цефеид. Для каждой данной звезды она является постоянной с большой точностью. Цефеиды - гигантские звезды и сверхгиганты большой яркости. Существенно, что существует связь между светимостью и периодом цефеид: чем дольше период светимости цефеид, тем выше ее светимость. Таким образом, к периоду, известному наблюдениям, можно определить светимость или абсолютную звездную величину, затем расстояние до цефеида. Многие звезды на протяжении всей их жизни, вероятно, цефеиды. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. Кроме того, они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны из-за высокой яркости. Цефеиды также помогают определить размер и форму нашей галактики. Мириды, долгосрочные переменные звезды по имени Миры (o Кита), являются еще одним типом регулярной переменной. Огромный объем, превышающий объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, этот красный гигантский спектральный класс M пульсирует очень медленно, периоды от 80 до 1000 дней. Изменение яркости в визуальных лучах различных представителей этого типа звезды происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия изменяется только в 2-2,5 раза. Лучи звезд изменяются в среднем от 5 до 10%, а кривые блеска аналогичны лучам цефеидов. Как уже упоминалось, не все физические переменные звезды подвергаются периодическим изменениям. Многие звезды принадлежат полуправильным или неправильным переменным. В таких звездах трудно, если не невозможно, заметить тенденции изменения яркости. Теперь рассмотрим третий класс переменных звезд - затменных переменных. Это двоичные системы, орбитальная плоскость которых параллельна прямой видимости. Когда звезды движутся вокруг общего центра тяжести, они попеременно покрывают друг друга, вызывая колебания яркости. Вне затмений свет от обоих компонентов достигает наблюдателя, и во время затмения свет ослабляется компонентом затмения. В близких системах общие изменения блеска также могут быть вызваны деформациями формы звезды. Период звезд затмения варьируется от нескольких часов до нескольких десятилетий. Существует три основных типа переменных звезд затмения. Первый состоит из переменных звезд типа Алголя (b Персей). Компоненты этих звезд имеют сферическую форму, а размер звезды спутника больше, а яркость ниже, чем у главной звезды. Оба компонента либо белые, либо основная звезда белого цвета, а спутник желтый. Хотя нет затмения, яркость звезды почти постоянна. Во время затмения главной звезды яркость резко уменьшается (главный минимум), и когда спутник приближается к главной звезде, уменьшение светимости незначительно (вторичный минимум) или вообще не уменьшается. Анализ кривой блеска позволяет рассчитать лучи и светимости компонентов. Второй тип затменных переменных звезд имеет тип b Лиры. Их яркость изменяется непрерывно и плавно примерно в двух звездных размерах. Между основными углублениями, вероятно, должен произойти более слабый вторичный минимум. Периоды изменчивости - от получаса до нескольких дней. Компонентами этих звезд являются гигантские белые и синие белые гиганты спектральных классов B и A. Из-за их большой массы и их относительной близости оба компонента подвержены сильным приливным эффектам, что позволяет им приобретают эллипсоидальную форму. В парах таких узких атмосфер звезды проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществ, некоторые из которых проникают в межзвездное пространство. Третьим типом двойных звезд затмения является тип W Большой Медведицы, после названия этой звезды, период изменчивости (и кровообращения) составляет всего 8 часов. Трудно представить, как быстро крутятся огромные компоненты этой звезды. Спектральными классами этих звезд являются F и G. Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитных звезд. В дополнение к большому магнитному полю они проявляют высокую неравномерность характеристик поверхности. Такие неоднородности во время вращения звезды вызывают изменение яркости. Для около 20 000 звезд класс изменчивости не определен. Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, их местоположение и тип их звездной популяции; расстояния до отдаленных частей нашей галактики, а также других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двоичные звезды являются источником рентгеновских лучей. ГЛАВА 7. ЗВЕЗДЫ, ИСТЕКАЮЩИЕ ГАЗОМ В коллекции звездных спектров непрерывный переход от спектров с отдельным тонким линиям может быть проведен в спектры, содержащие необычно большие отдельные полосы, а также темные линии и даже без них. Звезды, которые напоминают спектры их можно было бы отнести к звездам спектрального класса O, но имеют большие светлые полосы в спектре называются звезды Вольфа-Райе названы два французских ученых, которые обнаружили их и описанные в прошлом веке. Только сейчас можно было решить природу этих звезд. Звезды этого класса - самые горячие из всех известных. Их температура составляет 40-100 тысяч градусов. Эти огромные температуры сопровождаются излучением, как мощный поток ультрафиолетовых лучей, что водород и гелий свет, и при очень высоких температурах, атомы других элементов, по-видимому, не способные выдержать давление свет, скорость взлета. Скорость их движения под давлением света настолько велика, что притяжение звезды не может удерживать их. В непрерывном потоке они отрываются от поверхности звезды и почти безудержно бросаются в мировое пространство, образуя атомный дождь, но направленные не вниз, а вверх. Под этим дождем горит вся жизнь на планетах, если те, кто окружен этими звездами. Постоянный дождь атомов, отделенных от поверхности звезды, образует вокруг него сплошную, но постоянно рассеянную атмосферу в пространстве. Как долго может исчезнуть звезда газа типа Вольфа-Райе? Через год звезда Вольфа-Райе отвергает массу газа, равную десятой или стотысячной массе Солнца. Масса звезд типа Вольфа-Райта в среднем в десять раз больше, чем у Солнца. Растянувшись с такой скоростью бензина, звезда Вольфа-Райе не может выжить более 104-105 лет; после этого от него ничего не останется. Независимо от этого, есть свидетельства того, что на самом деле звезды в аналогичном состоянии не существуют более десяти тысяч лет, скорее всего, даже меньше. Вероятно, когда их масса уменьшается до определенного значения, их температура падает, излучение атомов прекращается. В настоящее время на небе известно только около ста этих саморазрушающихся звезд. Вероятно, только некоторые из самых массивных звезд в развитии таких температур, когда начинается потеря газа. Возможно, после освобождения от избытка массы звезда может продолжить нормальное и «здоровое» развитие. Большинство звезд типа Вольфа-Райе имеют очень близкие спектральные двойные звезды. Их партнер в паре по-прежнему остается массивной, классной звездой класса O или B. Многие из этих звезд затмевают удвоение. Звезды, стирание газа, хотя и редко встречались, но обогащали идею звезд в целом. ЗАКЛЮЧЕНИЕ Наше солнце - самая обычная звезда среди миллионов других звезд. В центре всех звезд частицы газа и водорода сталкиваются и испускают огромные количества ядерной энергии. Из-за этого звезды сияют так ярко. Звезды бросаются в космос с невероятной скоростью, но они кажутся неподвижными - это также следствие их невероятного расстояния. Звезды постоянно растут. Сначала они просто облака газа и пыли в космосе. Как только эти сгустки материи начинают собираться, полученная сила притяжения улучшает этот процесс. В центре этого образования газ становится более горячим и плотным, и в конечном итоге его температура и давление настолько возрастают, что начинается процесс ядерного синтеза. Его начало знаменует рождение новой звезды. Часто многие звезды появляются близко друг к другу, в гигантском облаке. И все же звезды не живут вечно. В конце концов, водород в их ядрах исчерпан. Когда это происходит, звезда меняется и постепенно умирает. Старые звезды становятся красными гигантами. Они могут рассеивать часть своего газа в пространстве в виде большого туманного кольца. Звезды намного массивнее Солнца, заканчивая их существование грандиозным взрывом сверхновой. Когда появляется такая звезда, она излучает через несколько дней в миллион раз больше света, чем солнце. За последние 1000 лет в нашей галактике надежно зафиксированы только три сверхновых. Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы смогли исследовать не только излучение звезд, но и тот, который глаз не видит. Мы теперь много знаем об их структуре и их эволюции, даже если многое остается непонятным. СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ Астрофизика, под ред. Дагаева М.М и Чаругина В.М. Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. М.:1980 Мейер М.В. Мироздание. С.-П.:1909 Учебник по астрономии для 11 класса. М.:1994 Фролов В.П. Введение в физику черных дыр. Энциклопедический словарь юного астронома. |
