Размещено на http://allbest.ru

Почему светят звёзды

ВВЕДЕНИЕ

астрономия звезда вселенная

К началу нашего века границы разведанной Вселенной раздвинулись настолько, что включили в себя Галактику. Многие, если не все, думали тогда, что эта огромная звездная система и есть вся Вселенная в целом.

Но вот в 20-е годы были построены новые крупные телескопы, и перед астрономами открылись совершенно неожиданные горизонты. Оказалось, что за пределами Галактики мир не кончается. Миллиарды звездных систем, галактик, похожих на нашу и отличающихся от нее, рассеяны тут и там по просторам Вселенной.

Фотографии галактик, сделанные с помощью самых больших телескопов, поражают красотой и разнообразием форм: это и могучие вихри звездных облаков, и правильные шары, а иные звездные системы вообще не обнаруживают никаких определенных форм, они клочковаты и бесформенны. Все эти типы галактик спиральные, эллиптические, неправильные, - получившие названия по своему виду на фотографиях, открыты американским астрономом Э. Хабблом в 20 30-е годы нашего века.

Если бы мы могли увидеть нашу Галактику издалека, то она предстала бы перед нами совсем не такой, как на схематическом рисунке. Мы не увидели бы ни диска, ни гало, ни, естественно, короны. С больших расстояний были бы видны лишь самые яркие звезды. А все они, как выяснилось, собраны в широкие полосы, которые дугами выходят из центральной области Галактики. Ярчайшие звезды образуют ее спиральный узор. Только этот узор и был бы различим издалека. Наша Галактика на снимке, сделанном астрономом из какого - то звездного мира, выглядела бы очень похожей на туманность Андромеды.

Исследования последних лет показали, что многие крупные спиральные галактики обладают, как и наша Галактика протяженными и массивными невидимыми коронами. Это очень важно: ведь если так, то, значит, и вообще чуть ли не вся масса Вселенной (или, во всяком случае, подавляющая ее часть) это загадочная, невидимая, но тяготеющая скрытая масса

Многие, а может быть, и почти все галактики собраны в различные коллективы, которые называют группами, скоплениями и сверхскоплениями, смотря по тому, сколько их там. В группу может входить всего три или четыре галактики, а в сверхскопление до тысячи или даже нескольких десятков тысяч. Наша Галактика, туманность Андромеды и еще более тысячи таких же объектов входят в так называемое Местное сверхскопление. Оно не имеет четко очерченной формы.

Небесные тела находятся в непрерывном движении и изменении. Когда и как именно они произошли, наука стремится выяснить, изучая небесные тела и их системы. Раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел, называется космогонией.

Современные научные космогонические гипотезы - результат физического, математического и философского обобщения многочисленных наблюдательных данных. В космогонических гипотезах, присущих данной эпохе, в значительной мере находит свое отражение общий уровень развития естествознания. Дальнейшее развитие науки, обязательно включающее в себя астрономические наблюдения, подтверждает или опровергает эти гипотез.

В данной работе рассмотрены следующие вопросы:

· Представлена структура вселенной, дана характеристика основным ее элементам;

· Показаны основные методы получения информации о космических объектах;

· Определяется понятие звезда, ее характеристики и эволюция

· Представлены основные источники энергии звезд

· Дано описание ближайшей к нашей планете звезде - Солнцу

1.ИСТОРИЧЕСКОЕ РАЗВИТИЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЙ О ВСЕЛЕННОЙ

Еще на заре цивилизации, когда пытливый человеческий ум обратился к заоблачным высотам, великие философы мыслили свое представление о Вселенной, как о чем-то бесконечном.

Древнегреческий философ Анаксимандр (VI в. до н.э.) ввел представление о некой единой беспредельности, не обладавшей никакими привычными наблюдениями и качествами. Стихии мыслились сначала как полуматериальные, полубожественные, одухотворенные субстанции. Итак, он сказал, что начало и стихия сущего есть Беспредельное, первый дав название началу. Кроме того, он говорил о существовании вечного движения, в котором происходит возникновение небес. Земля же парит в воздухе, ничем не поддерживаемая, остается же на месте вследствие равного расстояния отовсюду. Форма же ее кривая, закругленная, подобная отрезку каменной колонны. По одной из ее плоскостей мы ходим, другая же находится на противоположной стороне. Звезды же представляют собой огненный круг, отделившийся от мирового огня и окруженный воздухом. Но в воздушной оболочке имеются отдушины, какие-то трубкообразные, т. е. узкие и длинные отверстия, по направлению вниз от которых и видны звезды. Вследствие этого при закупорке этих отдушин происходит затмение. Луна же кажется то полной, то на ущербе в зависимости от закрытия и открытия отверстий. Солнечный же круг в 27 раз больше земного и в 19 раз больше лунного, и солнце находится выше всего, а за ним луна, и ниже всего круги неподвижных звезд и планет.Шарообразность Земли утверждал другой пифагорец Парменид (VI-V в.в. до н.э.). Гераклид Понтийский (V-IV в до н.э.) утверждал так же ее вращение вокруг своей оси и донес до греков еще более древнюю идею египтян о том, что само солнце может служить центром вращение некоторых планет (Венера, Меркурий).

Французский философ и ученый, физик, математик, физиолог Рене Декарт (1596-1650) создал теорию о эволюционной вихревой модели Вселенной на основе гелиоцентрализма. В своей модели он рассматривал небесные тела и их системы в их развитии. Для XVII в.в. его идея была необыкновенно смелой.

По Декарту, все небесные тела образовывались в результате вихревых движений, происходивших в однородной в начале, мировой материи. Совершенно одинаковые материальные частицы находясь в непрерывном движении и взаимодействии, меняли свою форму и размеры, что привело к наблюдаемому нами богатому разнообразию природы.

Великий немецкий ученый, философ Иммануил Кант (1724-1804) создал первую универсальную концепцию эволюционирующей Вселенной, обогатив картину ее ровной структуры и представлял Вселенную бесконечной в особом смысле.

Он обосновал возможности и значительную вероятность возникновение такой Вселенной исключительно под действием механических сил притяжения и отталкивания и попытался выяснить дальнейшую судьбу этой Вселенной на всех ее масштабных уровнях - начиная с планетной системных и кончая миром туманности.

Эйнштейн совершил радикальную научную революцию, введя свою теорию относительности. Специальная или частная теория относительности Эйнштейна явилась результатом обобщения механики Галилея и электродинамики Максвелла Лоренца.

Она описывает законы всех физических процессов при скоростях движения близких к скорости света. Впервые принципиально новые космогологические следствие общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик - теоретик Александр Фридман (1888-1925 гг.). Выступив в 1922-24 гг. он раскритиковал выводы Эйнштейна о том, что Вселенная конечна и имеет форму четырехмерного цилиндра. Эйнштейн сделал свой вывод исходя из предположения о стационарности Вселенной, но Фридман показал необоснованность его исходного постулата.

Фридман привел две модели Вселенной. Вскоре эти модели нашли удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далёких галактик в эффекте «красного смещения» в их спектрах. В 1929 г. Хаббл открыл замечательную закономерность, которая была названная «законом Хаббла» или «закон красного смещения»: линии галактик, смещенных к красному концу, причем смещение тем больше, чем дальше находится галактика.

2.СРЕДСТВА НАБЛЮДАТЕЛЬНОЙ АСТРОНОМИИ

Телескопы

Основным астрономическим прибором является телескоп. Телескоп с объективом из вогнутого зеркала называется рефлектором, а телескоп с объективом из линз - рефрактором.

Назначение телескопа - собрать больше света от небесных источников и увеличить угол зрения, под которым виден небесный объект.

Количество света, которое попадает в телескоп от наблюдаемого объекта, пропорционально площади объектива. Чем больше размер объектива телескопа, тем более слабые светящиеся объекты в него можно увидеть.

Масштаб изображения, даваемого объективом телескопа, пропорционален фокусному расстоянию объектива, т. е. расстоянию от объектива, собирающего свет, до той плоскости, где получается изображение светила. Изображение небесного объекта можно фотографировать или рассматривать через окуляр.

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, а также угловые расстояния между звездами, но звезды даже в очень сильный телескоп из-за огромной удаленности видны лишь как светящиеся точки.

В рефракторе лучи, пройдя через объектив, преломляются, образуя изображение объекта в фокальной плоскости. В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости. При изготовлении объектива телескопа стремятся свести к минимуму все искажения, которыми неизбежно обладает изображение объектов. Простая линза сильно искажает и окрашивает края изображения. Для уменьшения этих недостатков объектив изготовляют из нескольких линз с разной кривизной поверхностей и из разных сортов стекла. Поверхности вогнутого стеклянного зеркала придают для уменьшения искажений не сферическую форму, а несколько иную (параболическую).

Советский оптик Д.Д. Максутов разработал систему телескопа, называемую менисковой. Она соединяет в себе достоинства рефрактора и рефлектора. По этой системе устроена одна из моделей школьного телескопа. Существуют и другие телескопические системы.

В телескопе получается перевернутое изображение, но это не имеет никакого значения при наблюдении космических объектов.

При наблюдениях в телескоп редко используются увеличения свыше 500 раз. Причина этому - воздушные течения, вызывающие искажения изображения, которые тем заметнее, чем больше увеличение телескопа.

Самый большой рефрактор имеет объектив диаметром около 1 м. Наибольший в мире рефлектор с диаметром вогнутого зеркала 6 м изготовлен в СССР и установлен в горах Кавказа. Он позволяет фотографировать звезды в 107 раз более слабые, чем видимые невооруженным глазом.

Спектральная грамота

До середины XX в. нашим знаниям о Вселенной мы были обязаны почти исключительно загадочным световым лучам. Световая волна, как и всякая другая волна, характеризуется частотой х и длиной волны л. Между этими физическими параметрами существует простая зависимость:

х л = с

где с -- скорость света в вакууме (пустоте). А энергия фотонов пропорциональна частоте излучения.

В природе световые волны распространяются лучше всего в просторах Вселенной, так как там на их пути меньше всего помех. И человек, вооружившийся оптическими приборами, научился читать загадочные световые письмена. С помощью специального прибора - спектроскопа, приспособленного к телескопу, астрономы стали определять температуру, яркость и размеры звезд; их скорости, химический состав и даже процессы, происходящие в недрах далеких светил.

Еще Исаак Ньютон установил, что белый солнечный свет состоит из смеси лучей всех цветов радуги. При переходе из воздуха в стекло цветовые лучи преломляются в разной мере. Поэтому если на пути узкого солнечного луча поставить трехгранную призму, то после выхода луча из призмы па экране возникает радужная полоска, которая называется спектром.

Спектр содержит важнейшую информацию об излучающем свет небесном теле. Без всякого преувеличения можно сказать, что астрофизика своими замечательными успехами обязана прежде всего спектральному анализу. Спектральный анализ является в наше время основным методом изучения физической природы небесных тел.

Каждый газ, каждый химический элемент дает свои, только ему одному присущие линии в спектре. Они могут быть похожими по цвету, но обязательно отличаются одна от другой своим расположением в спектральной полоске. Одним словом, спектр химического элемента - это его своеобразный «паспорт». И опытному спектроскописту достаточно лишь взглянуть на набор цветных линий, чтобы определить, какое вещество излучает свет. Следовательно, для определения химического состава светящегося тела нет никакой необходимости брать его в руки и подвергать непосредственным лабораторным исследованиям. Расстояния здесь, пусть даже космические, тоже не помеха. Важно только, чтобы исследуемое тело было в раскаленном состоянии - ярко светилось и давало спектр. Исследуя спектр Солнца или другой звезды, астроном имеет дело с темными линиями, так называемыми линиями поглощения. Линии поглощения в точности совпадают с линиями излучения данного газа. Именно благодаря этому по спектрам поглощения можно изучать химический состав Солнца и звезд. Измеряя энергию, излученную или поглощенную в отдельных спектральных линиях, можно провести количественный химический анализ небесных светил, то есть узнать о процентном содержании различных химических элементов. Так было установлено, что в атмосферах звезд преобладают водород и гелий.

Очень важная характеристика звезды - ее температура. В первом приближении о температуре небесного светила можно судить по его цвету. Спектроскопия позволяет определять поверхностную температуру звезд с очень высокой точностью.

Температура поверхностного слоя большинства звезд заключена в пределах от 3000 до 25000 К.

Возможности спектрального анализа почти неисчерпаемы! Он убедительно показал, что химический состав Земли, Солнца и звезд одинаков. Правда, на отдельных небесных телах некоторых химических элементов может быть больше или меньше, но нигде не было обнаружено присутствие какого-то особого «неземного вещества». Сходство химического состава небесных тел служит важным подтверждением материального единства Вселенной.

Астрофизика - большой отдел современной астрономии - занимается изучением физических свойств и химического состава небесных тел и межзвездной среды. Она разрабатывает теории строения небесных тел и протекающих в них процессов. Одна из важнейших задач, стоящих сегодня перед астрофизикой, заключается в уточнении внутреннего строения Солнца и звезд и источников их энергии, в установлении процесса их возникновения и развития. И всей богатейшей информацией, поступающей к нам из глубин Вселенной, мы обязаны вестникам далеких миров - лучам света.

Каждый, кто наблюдал звездное небо, знает, что созвездия не меняют своей формы. Большая и Малая Медведицы похожи на ковш, созвездие Лебедя имеет вид креста, а зодиакальное созвездие Льва напоминает трапецию. Однако впечатление, что звезды неподвижны, обманчиво. Оно создается лишь потому, что небесные светочи очень далеки от нас, и даже по прошествии многих сотен лет человеческий глаз не в состоянии заметить их перемещение. В настоящее время астрономы измеряют собственное движение звезд по фотографиям звездного неба, полученным с интервалом в 20, 30 и более лет.

Собственное движение звезд - это угол, на который звезда перемещается по небу в течение одного года. Если измерено и расстояние до этой звезды, то можно вычислить ее собственную скорость, т. е. ту часть скорости небесного светила, которая перпендикулярна лучу зрения, а именно, направлению «наблюдатель-звезда». Но чтобы получить полную скорость звезды в пространстве, необходимо знать еще скорость, направленную по лучу зрения - к наблюдателю или от него.

Рис.1 Определение пространственной скорости звезды при известном до нее расстоянии

Определить же лучевую скорость звезды можно по расположению линий поглощения в ее спектре. Как известно, все линии в спектре движущегося источника света смещаются пропорционально скорости его движения. У звезды, летящей по направлению к нам, световые волны укорачиваются и спектральные линии смещаются к фиолетовому концу спектра. У звезды, удаляющейся от нас, световые волны удлиняются и линии смещаются к красному концу спектра. Таким путем астрономы находит скорость движения звезды вдоль луча зрения. А когда обе скорости (собственная и лучевая) известны, то не представляет особого труда по теореме Пифагора вычислить полную пространственную скорость звезды относительно Солнца.

Оказалось, что скорости у звезд различные и, как правило, составляют несколько десятков километров в секунду.

Изучив собственные движения звезд, астрономы получили возможность представить себе вид звездного неба (созвездии) в далеком прошлом и в отдаленном будущем. Знаменитый «ковш» Большой Медведицы через 100 тыс. лет превратится, например, в «утюг с поломанной ручкой».

Радиоволны и радиотелескопы

До недавнего времени небесные светила изучались почти исключительно в видимых лучах спектра. Но в природе существуют еще невидимые электромагнитные излучения. Они не воспринимаются даже с помощью самых мощных оптических телескопов, хотя их диапазон во много раз шире видимой области спектра. Так, за фиолетовым концом спектра идут невидимые ультрафиолетовые лучи, которые активно воздействуют па фотографическую пластинку - вызывают ее потемнение. За ними располагаются рентгеновские лучи и, наконец, гамма-лучи с самой короткой длиной волны.

Для улавливания радиоизлучения, поступающего к нам из космоса, применяются специальные радиофизические приборы - радиотелескопы. Принцип действия радиотелескопа тот же, что и оптического: он собирает электромагнитную энергию. Только вместо линз или зеркал в радиотелескопах используются антенны. Очень часто антенна радиотелескопа сооружается в виде огромной параболической чаши, иногда сплошной, а иногда решетчатой. Ее отражающая металлическая поверхность концентрирует радиоизлучение наблюдаемого объекта на небольшой приемной антенне-облучателе, которая помещается в фокусе параболоида. В результате этого в облучателе возникают слабые переменные токи. По волноводам электрические токи передаются в очень чувствительный радиоприемник, настроенный на длину рабочей волны радиотелескопа. Здесь они усиливаются, и, подключив к приемнику репродуктор, можно было бы прослушать «голоса звезд». Но голоса звезд лишены всякой музыкальности. Это вовсе не чарующие слух «космические мелодии», а потрескивающее шипение или пронзительный свист… Поэтому к приемнику радиотелескопа присоединяют обычно специальный самопишущий прибор. И вот уже на движущейся ленте самописец вычерчивает кривую интенсивности входного радиосигнала определенной длины волны. Следовательно, радиоастрономы не «слышат» шороха звезд, а «видят» его на разграфленной бумаге.

Как известно, в оптический телескоп мы наблюдаем сразу все, что попадает в его поле зрения.

С радиотелескопом дело обстоит сложнее. Там всего лишь один приемный элемент (облучатель), поэтому изображение строится построчно - путем последовательного прохождения источника радиоизлучения через луч антенны, то есть аналогично тому, как на телевизионном экране.

Закон Вина

Закон Вина - зависимость, определяющая длину волны при излучении энергии абсолютно чёрным телом. Была выведена немецким физиком, нобелевским лауреатом Вильгельмом Вином в 1893 году.

Закон Вина: длина волны, на которой абсолютно черное тело излучает наибольшее количество энергии, обратно пропорциональна температуре этого тела.

Абсолютно черным телом называется поверхность, полностью поглощающая излучение, падающее на неё. Понятие абсолютно черного тела исключительно теоретическое: в действительности объектов с такой идеальной поверхностью, полностью поглощающей все волны, не существует.

3. СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О СТРУКТУРЕ, ОСНОВНЫХ ЭЛЕМЕНТАХ ВИДИМОЙ ВСЕЛЕННОЙ И ИХ СИСТЕМАТИЗАЦИИ

Если описывать структуру Вселенной, как она представляется учёным сейчас, то получится следующая иерархическая лестница. Существуют планеты- небесные тела, вращающиеся по орбите вокруг звезды или ее остатков, достаточно массивные, чтобы стать округлыми под действием собственной гравитации, но недостаточно массивные для начала термоядерной реакции, которые «привязаны» к той или иной звезде, то есть находятся в зоне её гравитационного воздействия. Так, Земля и ещё несколько планет с их спутниками находятся в зоне гравитационного воздействия звезды под названием Солнце, движутся по собственным орбитам вокруг неё и тем самым образуют Солнечную систему. Подобные звёздные системы, находящиеся рядом в огромном количестве, образуют галактику - сложную систему со своим центром. Кстати, относительно центра галактик нет пока единого мнения, что они собой представляют - выдвигается предположение, что в центре галактик находятся чёрные дыры.

Галактики, в свою очередь, составляют своего рода цепочки, создающего некое подобие сетки. Ячейки этой сетки созданы из цепочек галактик и центральных «пустот», которые либо совсем лишены галактик, либо имеют очень малое их число. Основную часть Вселенной занимает вакуум, что, впрочем, не означает абсолютной пустоты этого пространства: в вакууме также присутствуют отдельные атомы, наличествуют фотоны (реликтовое излучение), а также происходит появление частиц и античастиц в результате квантовых явлений. Видимой части Вселенной, то есть той её части, которая доступна изучению человечества, присущи однородность и постоянство в том смысле, что в этой части действуют, как принято считать, одни и те же закономерности. Обстоит ли ситуация также в других частях Вселенной, определить невозможно.

Помимо планет и звезд элементами Вселенной являются такие небесные тела, как кометы, астероиды и метеориты.

Комета - небольшое небесное тело, обращающееся вокруг Солнца по коническому сечению с весьма растянутой орбитой. При приближении к Солнцу комета образует кому и иногда хвост из газа и пыли.

Условно комету можно разделить на три части -- ядро, кома, хвост. Всё в кометах абсолютно холодное, а свечение их -- лишь отражение солнечного света пылью и свечение ионизированного ультрафиолетом газа.

Ядро -- самая тяжелая часть этого небесного тела. В нем сосредоточена основная масса кометы. Состав ядра кометы точно изучить довольно нелегко, так как на расстоянии, доступном телескопу, оно постоянно окружено газовой мантией. В связи с этим за основу теории о составе ядра кометы принята теория американского астронома Уипла.

По его теории ядро кометы представляет собой смесь замороженных газов с примесью различной пыли. Поэтому, когда комета приближается к Солнцу и нагревается, газы начинают «таять», образуя хвост.

Хвост кометы -- самая ее выразительная часть. Он образуется у кометы с приближением к Солнцу. Хвост представляет собой светящуюся полоску, которая тянется от ядра в противоположную от Солнца сторону, «отдуваемый» солнечным ветром.

Кома -- окружающая ядро светлая туманная оболочка чашеобразной формы, состоящая из газов и пыли. Обычно тянется от 100 тысяч до 1,4 миллиона километров от ядра. Давление света может деформировать кому, вытянув её в антисолнечном направлении. Кома вместе с ядром составляет голову кометы.

Астероидами называются небесные тела, имеющие в основном неправильную камнеподобную форму, размером от нескольких метров до тысячи километров. Астероиды, как и метеориты, состоят из металлов (в основном железа и никеля) и каменистых пород. В переводе латинского слово астероид означает «подобный звезде». Это наименование астероиды получили за сходство со звёздами при наблюдении их при помощи не слишком мощных телескопов.

Астероиды могут сталкиваться друг с другом, со спутниками и с большими планетами. В результате столкновения астероидов образуются более мелкие небесные тела - метеориты. При столкновении с планетой или спутником астероиды оставляют следы в виде огромных многокилометровых кратеров.

Поверхность всех без исключения астероидов очень холодна, так как сами они представляют собой подобие больших камней и тепла не образуют, а от солнца находятся на значительном расстоянии. Даже если астероид и нагревается от Солнца, то он достаточно быстро отдаёт тепло.

У астрономов существует две наиболее популярных гипотезы относительно происхождения астероидов. По одной из них они являются осколками некогда существовавших планет, разрушившихся в результате столкновения или взрыва. Согласно другой версии астероиды образовались из остатков вещества, из которого сформировались планеты Солнечной системы.

Метеориты - небольшие фрагменты небесных тел, состоящие в основном из камня и железа, падающие на поверхность Земли из межпланетного пространства. Для астрономов метеориты являются настоящим сокровищем: нечасто удаётся тщательно исследовать в лабораторных условиях частичку космоса. Большинство специалистов считают метеориты осколками астероидов, которые образуются при столкновении космических тел.

4. ТЕОРИЯ ЗВЕЗД

Звезда -- массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Основные характеристики звезд:

Светимость

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги. На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но, тем не менее, достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

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.

Химический состав звезд

Химический состав наружных слоев звезды, откуда к нам «непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов сравнительно невелико. Приблизительно на каждые 10000 атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около десяти атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно.

Можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хотя химический состав звезд в первом приближении одинаков, все же имеются звезды, показывающие определенные особенности в этом отношении. Например, есть звезда с аномально высоким содержанием углерода, или встречаются объекты с аномально высоким содержанием редких земель. Если у подавляющего большинства звезд обилие лития совершенно ничтожно (приблизительно 10¹¹ от водорода), то изредка попадаются «уникумы», где этот редкий элемент довольно обилен.

Спектры звезд

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Сейчас принята так называемая гарвардская спектральная классификация. В ней десять классов, обозначенных латинскими 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 кельвинов у звезд спектрального класса О до 3000 кельвинов 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. Различия в спектрах в первую очередь объясняются различием в температурах наружных слоев звезды. По этой причине состояние ионизации и возбуждения разных элементов в наружных слоях звезд резко отличаются, что приводит к сильным различиям в спектрах.

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 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.

Масса звезд

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 весьма 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 60 М.

КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД

Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В начале XX века, Герцщпрунг и Рассел нанесли на диаграмму различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Диаграмма Герцшпрунга --показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Диаграмма даёт возможность найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O--F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.

Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена термоядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд - гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.

Рис.2

ВИДЫ ЗВЕЗД

Гиганты -- тип звёзд со значительно большим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд главной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Звёзды со светимостью большей, чем у гигантов, называются сверхгиганты и гипергиганты. Горячие и яркие звёзды главной последовательности также могут быть отнесены к белым гигантам. Помимо этого, из-за своего большого радиуса и высокой светимости, гиганты лежат выше главной последовательности.

Карлики -тип звезд небольших размеров от 1 до 0,01 радиуса. Солнца и невысоких светимостей от 1 до 10-4 светимости Солнца с массой от 1 до 0,1 солнечной массы.

· Белый карлик - проэволюционировавшие звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.

· Красный карлик -- маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы -- 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).

· Коричневый карлик -- субзвездные объекты с массами в диапазоне 5--75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.

· Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики -- холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.

· Черный карлик - остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Нейтронная звезда - звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше, чем магнитное поле Земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звезды представляют собой пульсары.

Новая звезда- звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызываю вспышку светимости.

Сверхновая звезда- это звезда, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.

Двойная звезда - это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой. В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам - колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.

Пульсары - это нейтронные звезды, у которых магнитное поле наклонено к оси вращения и вращаясь, они вызывают модуляцию излучения, которое приходит на Землю.

Первый пульсар был открыт на радиотелескопе Маллардской радиоастрономической обсерватории Кембриджского университета. Открытие сделала аспирантка Джоселин Белл в июне 1967г на длине волны 3.5 м, то есть 85.7 МГц. Этот пульсар имеет название PSR J1921+2153. Наблюдения за пульсаром хранились несколько месяцев в тайне, и название он тогда получил LGM-1, что обозначает - «маленькие зеленые человечки». Причиной тому были радиоимпульсы, которые доходили до Земли с равномерной периодичностью, и потому было предположено, что эти радиоимпульсы искусственного происхождения.

Джоселин Белл была в группе Хьюиша, они нашли еще 3 источника аналогичных сигналов, после этого уже никто не сомневался, что сигналы не искусственного происхождения. До конца 1968 года уже было обнаружено 58 пульсаров. А в 2008 году было известно уже 1790 радиопульсаров. Самый близкий пульсар к нашей Солнечной системе находится на расстоянии 390 световых лет.

Квазары - это сверкающие объекты, которые излучают самое значительное количество энергии, обнаруженное во Вселенной. Находясь на колоссальном расстоянии от Земли, они демонстрируют большую яркость, чем космические тела, расположенные в 1000 раз ближе. Согласно современному определению, квазар - это активное ядро галактики, где протекают процессы, освобождающие огромную массу энергии. Сам термин означает «похожий на звезду радиоисточник». Первый квазар был замечен американскими астрономами А. Сендиджем и Т. Метьюзом, проводившими наблюдение за звездами в калифорнийской обсерватории. В 1963 году М. Шмидт с помощью рефлекторного телескопа, собирающего в одну точку электромагнитное излучение, обнаружил отклонение в спектре наблюдаемого объекта в красную сторону, определяющее, что его источник удаляется от нашей системы. Последующие исследования показали, что небесное тело, записанное как 3C 273, находится на отдалении в 3 млрд. св. лет и отдаляется с огромной скоростью - 240 000 км/с. Московские ученые Шаров и Ефремов изучили имевшиеся ранние фотографии объекта и выяснили, что он неоднократно менял свою яркость. Нерегулярная смена интенсивности блеска предполагает маленький размер источника.

5. ИСТОЧНИКИ ЭНЕРГИИ ЗВЕЗД

На протяжении ста лет после формулирования Р. Майэром в 1842 году закона сохранения энергии высказывали много гипотез о природе источников энергии звезд, в частности была предложена гипотеза о выпадении на звезду метеорных тел, радиоактивном распаде элементов, аннигиляции протонов и электронов. Реальное значение имеют только гравитационное сжатие и термоядерный синтез.

Термоядерный синтез в недрах звёзд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез. Большинство звёзд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным или p-p-циклом и углеродно-азотным или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых -- вторым. Запас ядерной энергии в звезде конечен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, и излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.

Ханс Альбрехт Бете -- американский астрофизик, лауреат Нобелевской премии по физике в 1967 году. Основные работы посвящены ядерной физике и астрофизике. Именно он открыл протон-протонный цикл термоядерных реакций (1938) и предложил шестиступенчатый углеродно-азотный цикл, позволяющий объяснить процесс протекания термоядерных реакций в массивных звёздах, за что и получил Нобелевскую премию по физике за «вклад в теорию ядерных реакций, особенно за открытия, относящиеся к источникам энергии звезд».

Гравитационное сжатие

Гравитационное сжатие -- это внутренний процесс звезды за счёт которого выделяется её внутренняя энергия.

Пусть в некоторый момент времени из-за охлаждения звезды температура в её центре несколько понизится. Давление в центре тоже понизится, и уже не будет компенсировать вес вышележащих слоёв. Силы гравитации начнут сжимать звезду. При этом потенциальная энергия системы уменьшится (так как потенциальная энергия отрицательна, то её модуль увеличится), при этом внутренняя энергия, а значит, и температура внутри звезды увеличатся. Но на повышение температуры потратится только половина выделившейся потенциальной энергии, другая половина пойдёт на поддержание излучения звезды.

6.ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Звёздная эволюция в астрономии -- последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Основные фазы в эволюции звезды - ее рождение (звездообразование), длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии, и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию. Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени образования звезды и ее положения в Галактике в момент образования. Чем больше масса звезды, тем быстрее идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь».

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15--20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой.

По прошествии определённого времени -- от миллиона до десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) -- звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию в теле звезды, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования. Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

СОЛНЦЕ

Солнце является единственной звездой в Солнечной системе, вокруг нее совершают свое движение все планеты системы, а также их спутники и другие объекты, вплоть до космической пыли.

Характеристики Солнца

· Масса Солнца: 2•1030 кг (332 946 масс Земли)

· Диаметр: 1 392 000 км

· Радиус: 696 000 км

· Средняя плотность: 1 400 кг/м3

· Наклон оси: 7,25° (относительно плоскости эклиптики)

· Температура поверхности: 5 780 К

· Температура в центре Солнца: 15 млн градусов

· Спектральный класс: G2 V

· Среднее расстояние от Земли: 150 млн. км

· Возраст: около 5 млрд. лет

· Период вращения: 25,380 суток

· Светимость: 3,86•1026 Вт

· Видимая звездная величина: 26,75m

Строение солнца

По спектральной классификации звезда относится к типу «желтый карлик», по приблизительным расчетам ее возраст составляет чуть более 4,5 миллиардов лет, она находится в середине своего жизненного цикла. Солнце, состоящее на 92% из водорода и на 7% из гелия, имеет очень сложное строение. В его центре находится ядро с радиусом примерно 150 000-175 000 км, что составляет до 25% от общего радиуса звезды, в его центре температура приближается к 14 000 000 К. Ядро с большой скоростью производит вращение вокруг оси, причем эта скорость существенно превышает показатели внешних оболочек звезды. Здесь происходит реакция образования гелия из четырех протонов, вследствие чего получается большой объем энергии, проходящий через все слои и излучающийся с фотосферы в виде кинетической энергии и света. Над ядром находится зона лучистого переноса, где температуры находятся в диапазоне 2-7 миллионов К. Затем следует конвективная зона толщиной примерно 200 000 км, где наблюдается уже не переизлучение для переноса энергии, а перемешивание плазмы. На поверхности слоя температура составляет примерно 5800 К. Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, образующей видимую поверхность звезды, хромосферы толщиной порядка 2000 км и короны, последней внешней солнечной оболочки, температура которой находится в диапазоне 1 000 000-20 000 000 К. Из внешней части короны происходит выход ионизированных частиц, называемых солнечным ветром.

В возникновении явлений, происходящих на Солнце, большую роль играют магнитные поля. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает. Этот процесс сопровождается возникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. К ним относятся факелы и пятна в фотосфере, флоккулы в хромосфере, протуберанцы в короне. Наиболее замечательным явлением, охватывающим все слои солнечной атмосферы и зарождающимся в хромосфере, являются солнечные вспышки.

В ходе наблюдений ученые выяснили, что Солнце -- мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучает хромосфера (сантиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны).

Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие -- постоянную и переменную (всплески, «шумовые бури»). Во время сильных солнечных вспышек радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца. Это радиоизлучение имеет нетепловую природу.

Рентгеновские лучи исходят в основном от верхних слоев хромосферы и короны. Особенно сильным излучение бывает в годы максимума солнечной активности.

Солнце излучает не только свет, тепло и все другие виды электромагнитного излучения. Оно также является источником постоянного потока частиц -- корпускул. Нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра все вместе составляют корпускулярное излучение Солнца. Значительная часть этого излучения представляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы -- солнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоев солнечной атмосферы -- солнечной короны. На фоне этого постоянно дующего плазменного ветра отдельные области на Солнце являются источниками более направленных, усиленных, так называемых корпускулярных потоков. Скорее всего они связаны с особыми областями солнечной короны -- коронарными дырами, а также, возможно, с долгоживущими активными областями на Солнце. Наконец, с солнечными вспышками связаны наиболее мощные кратковременные потоки частиц, главным образом электронов и протонов. В результате наиболее мощных вспышек частицы могут приобретать скорости, составляющие заметную долю скорости света. Частицы с такими большими энергиями называются солнечными космическими лучами.

Солнечное корпускулярное излучение оказывает сильное влияние на Землю, и прежде всего на верхние слои ее атмосферы и магнитное поле, вызывая множество интересных геофизических явлений.

Эволюция солнца

Считается, что Солнце сформировалось примерно 4,5 млрд. лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения типа T Тельца.

Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд. лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла^. На современном этапе в солнечном ядре идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 млн. тонн вещества превращается в лучистую энергию, в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных нейтрино.

Когда Солнце достигнет возраста примерно в 7,5 - 8 миллиардов лет (то есть через 4-5 млрд. лет) звезда превратится в красного гиганта, ее внешние оболочки расширятся и достигнут орбиты Земли, возможно, отодвинув планету на более дальнее расстояние. Под воздействием высоких температур жизнь в сегодняшнем понимании станет просто невозможна. Заключительный цикл своей жизни Солнце проведет в состоянии белого карлика.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

По данной работе можно сделать следующие выводы:

· Основные элементы структуры Вселенной: галактики, звёзды, планеты

Галактики - системы из миллиардов звёзд, обращающихся вокруг центра галактики и связанных взаимным тяготением и общим происхождением,

Планеты- тела, не испускающие энергию, со сложной внутренней структурой.

Самым распространенным небесным телом в наблюдаемой Вселенной являются звезды.

По современным представлениям звезда - это газоплазменный объект, в котором происходит термоядерный синтез при температурах свыше 10 млн градусов К.

· Основными методами изучения видимой Вселенной являются телескопы и радиотелескопы, спектральная грамота и радиоволны;

· Основными понятиями, описывающими звезды, являются:

Звездная величина, которая характеризует не размеры звезды, а ее блеск, то есть освещенность, которую звезда создает на Земле;

...