реферат - копия (2). Реферат по дисциплине Концепции современного естествознания
 Скачать 0.63 Mb.
|
|
ТЕХНОЛОГИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ СЕРВИСА (ФИЛИАЛ) ФЕДЕРАЛЬНОГО ГОСУДАРСТВЕННОГО БЮДЖЕТНОГО ОБРАЗОВАТЕЛЬНОГО УЧРЕЖДЕНИЯ ВЫСШЕГО ОБРАЗОВАНИЯ «ДОНСКОЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ТЕХНИЧЕСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ» В Г. СТАВРОПОЛЕ СТАВРОПОЛЬСКОГО КРАЯ (ТИС (ФИЛИАЛ) ДГТУ) Реферат по дисциплине «Концепции современного естествознания» на тему «Происхождение и развитие галактики и звезд»
г. Ставрополь 2021г. Содержание: Введение 3 Происхождение и развитие галактик 3 Классификация галактик 6 Происхождение и развитие звезд 9 Классификация звезд 14 Заключение 17 Список литературы 17 «Все изменяется, ничто не исчезает» Овидий Введение Небесные тела находятся в непрерывном движении и изменении. Десятки тысяч лет назад небо Земли украшали фигуры других созвездий, миллиарды лет назад вообще еще не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и галактик. Когда и как именно они произошли, наука стремится выяснить, изучая небесные тела и их системы. Со всех сторон нас окружает необъятный мир небесных тел, который называют Вселенной или Космосом. Люди с давних времен пытались познать просторы Вселенной. Ночью, видя скопления звезд, люди задавались вопросом: «Что это такое и как, откуда все это появилось?» Чтобы объяснить неизвестные процессы люди придумывали мифы о создании Космоса. Так зародилась Космология. Ночное небо завораживает своей изумительной красотой. Вот почему с развитием технологий, из века в век мы узнаем о Космосе, о Галактиках и звездах все больше и больше. Развиваются все новые ответвления наук - астрофизика, космология, астрономия. Сегодня мы стоим на пороге величайших открытий в истории мироздания: специальные роботы позволяют нам увидеть происходящее на поверхности Луны и Марса, ученые могут изучать пролетающие с огромными скоростями кометы, с помощью мощнейших телескопов астрономы наблюдают за рождением новых звезд и их исчезновением в черных дырах. Но представляя всю Вселенную и осознавая, что мы, и наша планета, наша Солнечная система и даже наша Галактика-это всего лишь малая песчинка, несоизмеримая с остальным пространством. Но небо над миром хранит множество не до конца ещё раскрытых тайн. В своем реферате, я опишу происхождение и развитие галактик и звезд. Все объекты берут свое начало от Большого Взрыва, разрастаясь и меняясь со временем. Этот процесс все еще окутан легкой дымкой таинственности, поэтому манит ученых. Происхождение и развитие галактик Гала́ктика (др.-греч. γᾰλαξίας «Млечный Путь» от др.-греч. γάλα, γάλακτος «молоко») — гравитационно-связанная система из звёзд, звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, тёмной материи, планет. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс. Наша Галактика состоит в основном из звезд, межзвездного газа и космических лучей. Все это связано между собой полями тяготения и магнитными полями. Есть в ней еще радиоволны, световые, рентгеновские и гамма-лучи — электромагнитное излучение, которое играет немалую роль в жизни каждой отдельной звезды, но несущественно для системы в целом. 90—95 процентов вещества Галактики собрано в звезды, а остальное приходится на газ, в основном водород. Вселенская материя появилась 13.8 миллиардов лет назад в момент Большого Взрыва. В тот временной отрезок она была настолько упакована и сжата, что представляла собою небольшой шар с неисчислимой плотностью и интенсивным теплом – сингулярность. Внезапно запустился процесс расширения, и сингулярность стала увеличивать свои «границы». Чем больше Вселенная расширялась, тем сильнее остывала. Поэтому у материи появилась возможность распределиться практически равномерно. Дальше гравитация стала притягивать плотные области, накапливая газовые облака и большие скопления, которые и стали древними галактиками (родились первые звезды). Некоторые из них были маленькими и трансформировались в карликовые галактики, другие (покрупнее) – спиральные. Полноценные галактики объединялись в группы, скопления и сверхскопления. В масштабах своей группы они могли подойти на достаточно близкое расстояние, чтобы запустить процесс слияния. Результат всегда зависит от массы. В стандартном сценарии маленькие присоединяются к крупным («съедаются»). Не так давно и Млечный Путь «пообедал» несколькими карликовыми галактиками, присоединив их звезды к себе. Интересно наблюдать за ударом одинаково крупных галактик, которые в конце трансформируются в гигантские эллиптические. В момент столкновения их спиральная структура рушится, поэтому позволяет перейти на новый уровень. Эллиптические считаются крупнейшими в своем виде. Кроме того, при слиянии увеличиваются и центральные сверхмассивные черные дыры. Во всех случаях все заканчивается появлением эллиптической галактики. Полагают, что некий контакт уже сейчас происходит между нашей галактикой и Магеллановыми Облаками. Даже больше, оказывается, что Карликовая галактика в Большом Псе уже стала частью Млечного Пути. Хотя сам процесс слияния воспринимается как нечто серьезное, звезды расположены на больших дистанциях, поэтому катастрофические взрывы и столкновения бывают редко. Но в этом процессе формируются волны ударной гравитации, которые приводят к появлению новых звезд. Это то, чего стоит ожидать через 4 миллиарда лет, когда Млечный Путь и Андромеда столкнутся. Галактики могут быть единичными, располагаться попарно или множественными галактическими скоплениями. Галактические группы объединяют звездные системы различных форм и размеров. Самыми близкими нашими соседями являются галактическое скопление Большой Медведицы и небольшое плотное скопление галактик созвездия Волосы Вероники. Наша галактика Млечный Путь совместно со звездными системами Магеллановых облаков, галактикой Андромеда и множеством других, образуют Местную группу галактик, объединенную общим водородным облаком. Состав галактики очень неоднороден. Достоверно известно, что элементами галактик являются: звезды, звездные скопления, пылевые облака, газовые туманности, частицы вещества рассеянные в пространстве, а также всякие экзотические объекты вроде черных дыр и нейтронных звезд. Все галактические элементы взаимосвязаны и подчинены вращению вокруг центра галактики содержащего сверхмассивную черную дыру. Распределение элементов галактики неравномерно. Наибольшая плотность галактических компонентов приходится на плоскость, являющуюся перпендикуляром оси вращения. Также стоит упомянуть наличие вокруг галактики протяженного гало из темной материи У всего есть начало и конец. Приходит время, когда в галактике заканчивается пыль и газ. А ведь это главный материал для появления новых звезд. Миллиарды лет активность замедляется, пока все не остановится полностью. Но это еще не смерть, так как галактика может найти соседа и слиться с ним, чтобы запустить новый процесс.  Полагают, что Млечный Путь истратил большую часть «звездного топлива» и теперь замедляет свою активность. Звезды вроде Солнца живут примерно 10 миллиардов лет. Но карлики способны продержаться до нескольких триллионов. Переживать не стоит, ведь слияние с Андромедой продлит существование нашей галактики. По прогнозам, однажды все галактики в этом участке объединятся в одного эллиптического гиганта. Ученые уже могут наблюдать подобный результат уже сейчас. Эти галактики уже исчерпали газовые запасы. В итоге, звезды постепенно будут отдаляться, пока все пространство не достигнет фоновой температуры. Когда у нашей галактики закончатся соседи, то она присоединится к той же участи. Сама же галактическая эволюция длится больше миллиарда лет и пока до конца еще очень далеко. Галактики могут увеличивать и размер, и массу. «В далеком прошлом галактики делали это гораздо эффективней, нежели в недавние космологические эпохи, — объясняет профессор астрономии и астрофизики Калифорнийского университета в Санта-Круз Гарт Иллингворт. — Темпы рождения новых звезд оценивают в терминах годового производства единицы массы звездного вещества (в этом качестве выступает масса Солнца) на единицу объема космического пространства (обычно это кубический мегапарсек). Во времена формирования первых галактик этот показатель был весьма невелик, а затем пошел в быстрый рост, продолжавшийся до тех пор, пока Вселенной не исполнилось 2 млрд лет. Еще 3 млрд лет он был относительно постоянным, потом начал снижаться почти пропорционально времени, и снижение это продолжается по сей день. Так что 7−8 млрд лет назад средний темп звездообразования в 10−20 раз превышал современный. Большинство доступных наблюдению галактик уже полностью сформировались в ту далекую эпоху». Классификация галактик Около 90 % массы галактик приходится на долю темной материи и энергии. Природа этих невидимых компонентов пока не изучена. Существуют свидетельства того, что в центре многих галактик находятся сверхмассивные чёрные дыры. Пространство между галактиками практически не содержит вещества и имеет среднюю плотностью меньше одного атома на кубический метр. Предположительно, в видимой части вселенной находится около 100 млрд. галактик. По классификации, предложенной астрономом Эдвином Хабблом, в 1925 году существуют несколько видов галактик: 1. эллиптические(E), 2. линзообразные(S0), 3. обычные спиральные(S), 4. пересеченные спиральные(SB), 5. неправильные (Ir). Эллиптические галактики Эллиптические галактики — класс галактик с четко выраженной сферической структурой и уменьшающейся к краям яркостью. Они сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием. В таких галактиках нет пылевой материи, которая в тех галактиках, в которых она имеется, видна как тёмные полосы на непрерывном фоне звёзд галактики. Поэтому внешне эллиптические галактики отличаются друг от друга в основном одной чертой — большим или меньшим сжатием. Доля эллиптических галактик в общем числе галактик в наблюдаемой части вселенной — около 25 %.  Спиральные галактики названы так, потому что имеют внутри диска яркие рукава звёздного происхождения, которые почти логарифмически простираются из балджа (почти сферического утолщения в центре галактики). Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов, которые имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Диск спиральной галактики обычно окружён большим сфероидальным гало (светящееся кольцо вокруг объекта; оптический феномен), состоящим из старых звёзд второго поколения. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик. Многие спиральные галактики имеют в центре перемычку (бар), от концов которой отходят спиральные рукава. Наша Галактика также относится к спиральным галактикам с перемычкой.  Многие спиральные галактики имеют в центре перемычку (бар), от концов которой отходят спиральные рукава. Наша Галактика также относится к спиральным галактикам с перемычкой. Линзообразные галактики — это промежуточный тип между спиральными и эллиптическими. У них есть балдж, гало и диск, но нет спиральных рукавов. Их примерно 20% среди всех звездных систем. В этих галактиках яркое основное тело – линза, окружено слабым ореолом. Иногда линза имеет вокруг себя кольцо.  Неправильные галактики — это галактики, которые не обнаруживают ни спиральной, ни эллиптической структуры. Чаще всего такие галактики имеют хаотичную форму без ярко выраженного ядра и спиральных ветвей. В процентном отношении составляют одну четверть от всех галактик. Большинство неправильных галактик в прошлом являлись спиральными или эллиптическими, но были деформированы гравитационными силами.  В конечном счете в галактиках перестают формироваться звезды, когда истощается запас холодного газа и пыли. Звездообразование замедляется в течение миллиардов лет, пока полностью не прекратится. Однако, продолжающиеся слияния гарантируют, что все новые и новые звезды, газ и пыль оседают в старых галактиках, тем самым продлевая их жизнь. В настоящее время считается, что наша Галактика имеет почти полный запас водорода, и формирование звезд продолжится, пока он истощается. Звезды, подобные Солнцу, могут просуществовать около 10 миллиардов лет, но самые маленькие красные карлики смогут жить несколько триллионов лет. Благодаря наличию карликовых галактик и предстоящему слиянию с Андромедой Млечный Путь сможет существовать еще дольше. В итоге все галактики во Вселенной со временем становятся гравитационно связанными друг с другом и объединяются в гигантские эллиптические галактики. Астрономы встречали подобные «ископаемые», хорошим примером которых является Messier 49, сверхмассивная эллиптическая галактика. Эти галактики уже использовали все свои запасы газа для звездообразования, и все, что у них осталось, это небольшие долгоживущие звезды. В конце концов, звезды потухнут одна за другой. После того, как наша Галактика сольется с Андромедой, она продолжит свой путь, чтобы слиться со всеми другими близлежащими галактиками в Местной группе. Мы можем ожидать, что эту сверхгалактику постигнет та же участь. Так, эволюция галактик происходит на протяжении миллиардов лет и продолжится в обозримом будущем. Происхождение и развитие звезд Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа или плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение. Небесные тела находятся в непрерывном движении и изменении. Десятки тысяч лет назад небо Земли украшали фигуры других созвездий, миллиарды лет назад вообще еще не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и галактик. Когда и как именно они произошли, наука стремится выяснить, изучая небесные тела и их системы. Современные научные космогонические гипотезы – результат физического, математического и философского обобщения многочисленных наблюдательных данных. В космогонических гипотезах в значительной мере находит свое отражение общий уровень развития естествознания. Дальнейшее развитие науки, обязательно включающее в себя астрономические наблюдения, подтверждает или опровергает эти гипотезы. Подтверждаются те гипотезы, которые не только могут объяснить известные из наблюдений факты, но и предсказать новые открытия. Звезды возникали в ходе эволюции галактик. Теории происхождения звезд Иерархическая теория Согласно первой, после возникновения первых звёзд во Вселенной начался процесс гравитационного объединения звёзд в скопления и далее в галактики. В последнее время эта теория поставлена под сомнение. Современные телескопы способны «заглянуть» так далеко, что видят объекты, существовавшие приблизительно через 400 млн. лет после Большого взрыва .  Обнаружилось, что на тот момент уже существовали сформировавшиеся галактики. Предполагается, что между возникновением первых звёзд и вышеуказанным периодом развития Вселенной прошло слишком мало времени, и галактики сформироваться не успели бы. Инфляционная теория Другая распространённая версия заключается в следующем. Как известно, в вакууме постоянно происходят квантовые флуктуации. Происходили они и в самом начале существования Вселенной, когда, как предполагается, шёл процесс инфляционного расширения Вселенной, расширения со сверхсветовой скоростью. Это значит, что расширялись и сами квантовые флуктуации, причём до размеров, возможно, в 101012 раз превышающих начальный. Те из них, которые существовали в момент прекращения инфляции, остались «раздутыми» и таким образом оказались первыми тяготеющими неоднородностями во Вселенной. Получается, что у материи было порядка 400 млн лет на гравитационное сжатие вокруг этих неоднородностей и образование газовых туманностей. А далее начался процесс возникновения звёзд и превращения туманностей в галактики. Большинство астрономов считают, что это происходило в результате сгущения (конденсации) облаков диффузной материи, которые постепенно формировались внутри галактик. Одна из исходных предпосылок такой гипотезы состоит в том, что, как показывают наблюдения, «молодые» звезды всегда тесно связаны с газом и пылью. Эти звезды и диффузная материя концентрируются в спиральных ветвях галактик. Местами наиболее интенсивного звездообразования считаются массы холодного межзвездного вещества, которые называются газово-пылевыми комплексами. Наиболее изученный газово-пылевой комплекс нашей Галактики находится в созвездии Ориона, он включает в себя туманность в Орионе, более плотные газово-пылевые облака и другие объекты. Представим себе холодное газово-пылевое облако. Силы тяготения сжимают его, оно принимает шарообразную форму. При сжатии будут возрастать плотность и температура облака. Возникнет будущая, рождающаяся звезда (протозвезда). Температура ее поверхности пока еще мала, но протозвезда уже излучает в инфракрасном диапазоне, а поэтому рождающиеся звезды можно попытаться обнаружить среди довольно многочисленных источников инфракрасного излучения. Поиски протозвезд (и протогалактик) сейчас ведутся на многих обсерваториях. Одно из основных отличий протозвезды от звезды заключается в том, что в протозвезде еще не происходят термоядерные реакции, то есть в ней нет еще основного источника энергии обычных звезд. Стадия сжатия звезд, массы которых значительно больше массы Солнца, продолжается всего лишь сотни тысяч лет, а звезды, массы которых меньше солнечной, сжимаются сотни миллионов лет. Чем больше масса звезды, тем при большей температуре достигается равновесие. Поэтому у массивных звезд большие светимости. Стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным «выгоранием» водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды, которые располагаются на главной последовательности диаграммы «спектр – светимость». Таких звезд больше всего. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего. А поскольку светимость звезды пропорциональна примерно четвертой степени ее массы, то массивные звезды, массы которых в несколько раз больше массы Солнца, эволюционируют быстрее. Они находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет, а звезды, подобные Солнцу – миллиарды лет. Когда весь водород в центральной области звезды превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 1,5 * 107 К, гелий начнет превращаться в углерод (с последующим образованием все более тяжелых химических элементов). Светимость и размеры звезд будут возрастать. В результате обычная звезда постепенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Многие звезды не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время пульсируют, как бы проходя в своем развитии стадию цефеид. Заключительный этап жизни звезды, как и вся ее эволюция, решающим образом зависит от массы звезды. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу (но с массами, не большими 1,2 массы Солнца), постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик. Белых карликов в мире звезд много. Это значит, что многие звезды превращаются в белых карликов, которые затем постепенно остывают, становясь «потухшими звездами». Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (которые образовались внутри звезды и во время ее взрыва), а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды. Внутри звезд в ходе термоядерных реакций может образоваться до 30 химических элементов, а во время взрыва сверхновых – остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. Если масса звезды вдвое превышает массу Солнца, то такая звезда, потеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия (коллапса) она, вероятно, способна превратиться в черную дыру. Такое название связано с тем, что могучее поле тяготения сжавшейся звезды не выпускает за ее пределы никакое излучение (свет, рентгеновские лучи и т.д.). Поэтому черную дыру нельзя увидеть ни в каком диапазоне электромагнитных волн. Как известно, звезды умирают и это нормальный процесс. Это конечный этап жизненного цикла всего в мире. Поскольку практически всё в нашей Вселенной проходит три стадии жизни: рождение, основной цикл и смерть. Правда, умирают звёзды по-разному. Что также свойственно всему в мире. Но если рождение светил более или менее похоже, то их судьба и смерть различная. Прежде всего, их жизненный цикл зависит от набора характеристик. Главным образом, от массы звезды и её химического состава. Собственно говоря, это определяет термоядерные процессы, происходящие внутри неё. А они, в свою очередь, предопределяют дальнейшую жизнь и, в конечном итоге, гибель звезды на небе. Почему чем массивнее, тем быстрее умирают звезды? По правде говоря, это действительно так. Хотя вроде бы, чем больше масса, тем дольше должны протекать все процессы. Однако со светилами это не так. Ведь горят они сильнее других, то есть более массивные вырабатывают больше энергии. А значит и тратят на неё значительную часть веществ, из которых состоят. В результате запасы водорода, гелия и других веществ в них иссякают быстрее, нежели в менее массивных телах. Собственно говоря, нет ничего удивительного в том, что к такой звезде смерть подобралась намного быстрее и стремительнее. По данным учёных, самые маленькие светила живут дольше, чем их большие сородичи. Как правило, наиболее продолжительное существование у красных и тусклых представителей. Между прочим возраст таких экземпляров может соответствовать возрасту Вселенной. Иногда они могут вспыхивать, а затем гаснуть, но не надолго. Если сравнивать с нашим Солнцем, то похожие на него (жёлтые карлики) проживают жизнь немного короче меньших товарищей. Правда, их судьба более стабильная, поскольку им свойственна относительно постоянная светимость. А вот светилам, которые в несколько раз массивнее Солнца, учёные пророчат яркое завершение своего существования. Светило может умереть по разным причинам. К примеру, красные карлики после полного выгорания водорода со временем остывают и становятся холодными тёмными объектами. А умирающая звезда типа Солнца выжигает гелиевый состав, что ведёт к увеличению её светимости и внутренней температуре. Затем подобные светила скидывают внешнюю газовую оболочку и превращаются в гиганта, который также теряет свою оболочку. В итоге получается плотный горячий белый карлик, остывающий и трансформирующийся в холодный тёмный объект космоса. В том случае, когда масса светила превышает семь солнечных масс, после горения водорода и гелия, внутри начинается процесс сгорания углерода и кислорода. На конечном этапе они взрываются сверхновыми. То есть происходит мощнейший термоядерный взрыв. Причем в этот момент светимость звездного тела увеличивается в миллионы раз, а также образуются тяжёлые элементы. Как оказалось, благодаря этим элементам и выпущенной в космическое пространство энергии возможно формирование новых светил. А из остатков ядра может возникнуть нейтронная звезда или даже чёрная дыра. На то, как проживут свою жизнь и как умирают звезды, влияют элементы, входящие в её состав и общая масса тела. Когда ядро сжимается, оно нагревается. А то время, пока происходит синтез водорода в гелий она находится на начальном или основном этапе эволюции. После того, как закончится водород, происходит превращение гелия в углерод. Но и его запас не безграничный. Если у тела достаточная масса, то после гелия начинает гореть углерод, а также более тяжелые элементы. Очевидно, что умирающая звезда всегда оставляет за собой какой-либо след. А какой именно зависит от её начальных характеристик. Можно сказать, что ядра все определяют. Так как их состав, процессы происходящие в них, напрямую влияют на другие характеристики светила. Которые в совокупности обуславливают жизнь и гибель звезды на небе. Как и всё во Вселенной, умирают звезды по-разному. Потому что они все разные и отличаются друг от друга набором параметров. Иногда умершие звезды дают начало новой жизни или участвуют в формировании других тел. Безусловно, смерть и гибель звезды на небе красочное зрелище. Но увидеть такое практически невозможно. Правда же, небо со своими тайнами бытия загадочное и манящее пространство. И всё вокруг устроено по определённым правилам. Хотя не всегда понятно, как и почему что-то рождается и возникает, а потом наступает смерть. Две противоположности, которые объединяет сама жизнь. 4. Классификация/виды звёзд Много вещей в нашем мире имеют разные классификации и виды. Звёзды и небесные тела - не исключение.  Звёзды класса A. Имеют небольшую температуру в 7 500-10 000 Кельвинов. Светятся белым светом. Звёзды класса B. Имеют температуру в 10 000 - 30 000 К. Светятся бело-голубым светом. В небе их можно увидеть как бело-голубые и белые. Светят ярко, 20 000 солнц. Звёзды класса F. Имеют температуру в 6 000 - 7 500 К. Истинный цвет - жёлто-белый. В небе видны, как белые. Звёзды класса G. Имеют температуру в 5 000 - 6 000 К. Светятся жёлтым светом, как и в небе Звёзды класса K. Имеют температуру в 3 500 - 5 000 К. Светятся оранжевым. В небе видны как жёлтовато-оранжевые. Звёзды класса M. Имеют низкую температуру в 2 000-3 500 К. Светятся красным, в небе можно увидеть их как оранжево-красные. Звёзды класса O. Имеют высокую температуру в 30 000 - 60 000 К. Светятся голубым светом, как и в небе. Очень яркие, 1 400 000 солнц. Но помимо классов существуют и отдельные виды: Коричневые карлики. Так называемые звёзды, в которых ядерные реакции не могут компенсировать потери энергии при излучении. Являются очень холодными о неяркими звёздами. Самая холодная звезда этого типа имеет температуру всего 25 градусов по Цельсию. Красные гиганты. Эти звёзды имеют небольшую температуру, около 3000 - 5000 К, но очень ярко светят. В их спектре характерно присутствие молекулярных полос поглощения, максимум обычно приходится на инфракрасный диапазон. Звезда Вольфа-Райе. Очень яркие и очень горячие звёзды. Но основное отличие этих звёзд в наличием у них широкого спектра излучения водорода, гелия, а также кислорода, азота, углерода в разных степенях ионизации. Их спектры схожи с ядрами некоторых галактик. В нашей галактике обнаружено около 230 звезд этого типа, светимость которых в среднем больше в 4000 раза, чем у Солнца. Температура их фотосферы составляет примерно 50 000 градусов Цельсия. Переменная звезда. Яркость этих типов звёзд меняется в зависимости от происходящих в её районе физических процессов, то есть блеск этой звезды может меняться со временем. Что бы отнести звезду к этому классу надо обнаружить хотя бы одно изменение блеска. Причинами их перемен может быть хромосферная активность, затмения в двойной системе, перетекание вещества с одной звезды на другую или другие глобальные события, по типу взрыва сверхновой. Сверхновые. Звёзды, которые заканчивают свой цикл эволюции в взрывном процессе. Таким термином были названы звёзды, которые вспыхивали ярче "новых" звёзд. Ещё существуют гиперновые, но они возникают только при коллапсе тяжёлой звезды, после того, как в ней не осталось источников для поддержания термоядерных реакций. LBV. (ЯГП) Яркие голубые переменные - это очень яркие пульсирующие гипергиганты. Их блеск изменяется неправильно (иногда циклически), эти звёзды могут светить в 1 000 000 раз сильней, чем наше Солнце, так же их масса может составлять до 150 солнечных, что почти составляет теоретический предел массы звезды, что может говорить о том, что это самые яркие, самые горячие и самые мощные звёзды во Вселенной. Эти звёзды находятся в постоянном неустойчивым гидростатическом состоянии, так как они постоянно испускают сильнейший ветер, который снижает её массу, поэтому вокруг них образуются туманности. ULX. Ультра яркие рентгеновские источники. Излучают в рентгеновском диапазоне (10^39–10^42 эрг/с в диапазоне 0,5–100 кэВ) 15. Нейтронные звёзды. Возникают на поздних этапах эволюции у звезд с массой 8-10 масс Солнечных, потому что давление вырожденных электронов не может сдержать сжатия ядер, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратятся в нейтроны. Могут обладать сильным магнитным полем, благодаря ему и быстрому вращению на небе мы наблюдаем радио и рентгеновские пульсары. Белые карлики. Состоят из электронно-ядерной плазмы, слабо светятся и лишены источников термоядерной энергии, постепенно остывают и краснеют. Образуются в процессе эволюции звёзд, чья масса недостаточна для превращения в нейтронную звезду (не превышает 10 масс Солнца). Типа T Тельца Класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа T Тельца. Эти звёзды ещё не вступили на главную последовательность (На ранней стадии эволюции) В основном это молодые звёзды классов F, G, K, M с небольшой массой (меньше двух солнечных). Температура в их ядре недостаточна, чтобы запустить термоядерную реакцию превращения водорода в гелий, которая обычно возникает через 100 млн лет с момента рождения звезды. Источником их энергии является гравитационное сжатие. Так же в спектре этих звёзд есть литий, которого нет в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как при температуре в 2 500 000 K он расходуется в ядерных реакциях. Заключение Как видно, многие вопросы до сих пор остаются открытыми, и неизвестно, можно ли вообще понять, как образовалась Вселенная, находясь внутри неё. Тем не менее, сегодня были рассмотрены основные этапы эволюции звезд и галактики. Дальнейшее развитие науки покажет, какие из сегодняшних представлений о происхождении галактик и звезд окажутся правильными. Но уже теперь нет сомнения в том, что звезды, во-первых, подчиняясь законам природы, рождаются, живут и умирают, а не есть однажды созданные и вечно неизменные объекты Вселенной, и, во вторых, звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время. Наша Галактика - гигантская звездная система, состоящая из двухсот миллиардов звезд и представляющая собой диск с утолщением в центре - гало. Считается, что она образовалась примерно 13 млрд лет назад. Среди звезд, или населения, есть звезды более молодые и более старые, причем молодые звезды сконцентрированы в достаточно тонком диске, а старое население Галактики почти равномерно занимает сферический объем с увеличивающейся концентрацией к центру. Я выбрала именно эту тему для раскрытия, так как считаю вопрос происхождение и эволюцию галактик и звезд самым важным вопросом всей науки. Пока люди не найдут на него ответа, мы не сможем понять себя а значить и вырасти в понимании мира. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ: Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., 1983 Зельдович Я.Б., Новиков И.Д. Строение и эволюция Вселенной. М., 1975 Новиков И.Д. Эволюция вселенной. М., 1979. Шкловский И.И. Вселенная, жизнь, разум. М., 1980 Левченко И. В. Многоликая Вселенная // Открытия и гипотезы, ТОВ «Интеллект Медиа». — 9 (67) сентябрь 2007. — 4—7 Левченко И. В. О множестве Вселенных // Открытия и гипотезы, ТОВ «Интеллект Медиа». — 3 (49) март 2006. — 16—18 Ссылки «Строительство галактик в ранней Вселенной», НАСА, Европейское космическое агентство https://dic.academic.ru/dic.nsf/enc_philosophy/2552 https://works.doklad.ru/view/xi-KuXUbe3c.htm |