Реферат: Эволюция звезд

Южно-Уральский государственный университет

Факультет Сервиса и легкой промышленности

Кафедра «Физическая химия»

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Выполнила: студентка

группы С – 282

Бернштейн М.И.

Проверил: Тепляков Ю.Н.

Челябинск

2003г.

ОГЛАВЛЕНИЕ

Аннотация .....................................................................3

Введение ......................................................................4

1. Эволюция звезд ....................................................5

2. Типы звезд .......................................................14

2.1. Звезды-карлики ..............................................14

2.1.1. Белые карлики ................................................ 14

2.1.2. Красные карлики ......................................14

2.2. Звезды-гиганты ..............................................15

2.3. Звезды-сверхгиганты .........................................15

3. Небесные могильники ..............................................16

3.1. Сверхновые звезды ...........................................16

3.2. Нейтронные звезды и пульсары ................................17

3.3. Черные звезды ...............................................18

4. «Звездные соседи» (двойные звезды) ...............................21

5. Звездные скопления ...............................................23

6. Переменные звезды ................................................25

7. Облака среди звезд: туманности ...................................29

7.1. Эмиссионные (газовые) туманности ......................... 29

7.2. Отражающие (пылевые) туманности ........................ 30

7.3. Планетарные туманности ......................................30

7.4. Диффузные туманности ........................................31

7.4.1. Светлые эмиссионные туманности ........... 31

7.4.2. Светлые отражательные туманности ........ 31

7.4.3. Темные туманности ................................... 32

8. Млечный путь .....................................................33

9. Галактика ........................................................35

Вывод ........................................................................37

Приложение ...................................................................38

Список используемой литературы ........................................ 49

АННОТАЦИЯ

Прочитав данный реферат освещены следующие понятия:

- галактика

- галактическая концентрация

- двойные звезды

- звезды-гиганта

- звезды-карлики

- звезды-сверхгиганты

- звездные скопления

- коллапс

- Млечный Путь

- новые звезды

- переменные звезды

- протозвезда

- пульсары

- сверхновые звезды

- туманность

- цефеиды

- черная дыра

ВВЕДЕНИЕ

Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом

галактики. «Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также других

газов. Гравитация тянет эти вещи внутрь, а давление раскаленного газа

выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее

ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом». (1)

«Жизненный путь звезд, представляет собой законченный цикл – рождение, рост,

период относительно спокойной актив­ности, агония, смерть, напоминающий

жизненный путь отдельного организма. В некоторых случаях можно говорить об

оставленном звездами «потомстве», о по­следовательных поколениях звезд. Путь

этот не гладок. Он естественным образом разбивается на стадии и подстадии,

часто не менее резко разграниченные, чем этапы, переживаемые животным или

человеком в течение жизни». (4)

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа

и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены

поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности

Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На

снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трех звездоподобных

объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти

продолговатые образования распались на отдельные звезды ­– впервые в истории

человечества люди наблюдали рождение звезд. Буквально на глазах это

беспрецедентный случай показал астрономам, что звезды могут рождаться за

короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том,

что звезды обычно возникают в группах, или звездных скоплениях, оказались

справедливыми.

Каков же механизм их возникновения? На какие типы они делятся? Почему за

многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба

только сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звезд? На эти и другие

вопросы я и попытаюсь ответить в своем реферате.

1. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Звезды подобны

тайны.

Пагельс (1939-1988),

американский физик.

«Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени

выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Так, оказалось, что

Солнце, возраст которого оценивали в 5 млрд. лет, бедно водородом и богато

гелием, хотя за это время оно должно было истратить меньше водорода и

образовать меньше гелия. Можно, конечно, допустить, что раньше оно было

горячее, и процессы шли скорее, однако геологические данные свидетельствуют,

что все это время количество солнечной энергии практически не менялось.

Предположение о том, что часть водорода была израсходована еще на стадии

разреженной вращающейся туманности маловероятно. В разряженных туманностях

тяготение слабо настолько, что вызывает повышение температуры только в самом

центре, но этого недостаточно для начала ядерных реакций синтеза. Такая

туманность сжималась бы медленно и производила энергию только за счёт

тяготения, как предполагал Гельмгольц, и количество этой энергии не менялось.

По мере сжатия она концентрировалась бы все в меньшем объёме, и, достигнув

критической отметки, сжимающаяся туманность вспыхнула бы и превратилась в

звезду.

Если бы это было так, то в самом центре этой звезды могли начаться ядерные

реакции и стали рождаться более тяжёлые элементы. На Солнце много элементов

более сложных, чем гелий, кроме того, сложные элементы составляют сложную

семью– планет. Получается и они из самого центра Солнца?! Это противоречит

гипотезе происхождения их из туманности, стало быть, тяжёлые элементы должны

появиться как-то иначе.

Мир звёзд многообразен: Антарес имеет красный цвет, Капелла – жёлтый, Сириус

– белый, Вега – голубовато-белый. Звёзды отличаются по яркости, и еще древние

ввели звёздные величины. В 19 столетии звёзды рассортировали по расстояниям и

массам, а в конце века – по спектрам.

В 1900 году американский астроном Эдвард Чарльз Пикеринг ввел спектральные

классы, обозначив их буквами латинского алфавита. Границы между классами были

нечёткими, и в последствии каждый класс разбили на группы от 0 до 9, так что

наше Солнце по спектру попало в G2. Когда при истолковании спектров

стали учитывать ионизацию, стало возможным по спектральным сериям определять

температуру звёзд. Состав же звёзд не отличался разнообразием: как и Солнце,

большинство звёзд состояло преимущественно из водорода и гелия. Тогда

спектральные классы выстроили в порядке убывания температуры: О, В, А, F,

G, К, М. Имеется ещё 4 дополнительных класса: для холодных звёзд – R,

N, S, для горячих - W. Очевидно, что без классификации звёзд

нельзя говорить об их эволюции (рис. 1).

Герцшпрунг и Генри Ресселл составили диаграмму зависимости светимостей звёзд от

их спектральных классов (диаграмма носит имена обоих учёных): у оси абсцисс

откладываются спектральные классы звёзд (иногда соответствующие показатели

цвета или температуры), по оси ординат – светимости звёзд L (или

звездные величины M). Оказалось, что на диаграмме звёзды располагаются

не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей (рис. 2,3).

Так, в окрестности Солнца большинство звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно

узкой полосы, протянувшейся из верхнего левого угла вниз (Главная

последовательность).» (2) «Стационарное состояние звёзд, проходящих свой

путь на Главной последовательности, не означает, что в них прекращаются

направленные процессы развития. Горение водорода оставляет свои следы в

структуре светила, подводя время от времени систему к критическим состояниям,

за которыми следует более или менее радикальная трансформация программы

эволюции. По крайней мере две фазы развития проходит звезда солнечной массы в

течение периода Главной последовательности.» (4)

«В правом верхнем углу расположены сверх гиганты (наиболее крупные звёзды из

всех).

Группа звёзд-гигантов компактна и расположена вверху диаграммы между

Главной последовательностью и группы сверх гигантов. Параллельно Главной

последовательности, несколько ниже её, расположены звёзды, образующие

последовательность субкарликов, в левом нижнем углу диаграммы – группа

белых карликов. Звёзды по светимости разделены на семь классов, обозначенных

римскими цифрами. Класс светимости пишется после спектрального класса звезды,

например, Солнце: звезда класса G 2V.

На основе полученных закономерностей распределения звезд на диаграмме и

известных в начале века физических моделей, Ресселл построил

звезды. Так звезда скользит по Главной последовательности из верхнего

левого угла к нижнему правому. Эту гипотезу, просуществовавшую всего

десятилетие, назвали теорией скользящей эволюции звезд.

Когда были открыты источники энергии звезд, вопрос о массе звезды приобрел

важное значение. Практически наиболее верным способом определения массы

звезды являются исследования двойных звезд. Оказалось, что положение звезды

на

Главной последовательности определяется ее массой.

Соотношения светимостей звезд и их радиусов (L/L

С) = (R/RС)5,2, светимостей и масс

(L/LC) = (М/МC)3,9 сравнили со значением

количества энергии, излучаемой поверхностью звезды за единицу времени

L/4П R2, и получили соотношение между температурой

поверхности и ее массой (Т/ТC) = (М/МC)0,6

. Итак, чем меньше масса звезды, тем меньше ее поверхностная температура,

тем более поздним будет ее спектральный класс. Эта формула позволяет

оценить массу звезды и по ее светимости:

(М/МC)= (L/LС)0,256 = 3,04 . 10-0,102 M

Соотношения между параметрами звезд легли в основу моделей внутреннего

строения звезд, полученных Эддингтоном, исходя из условий равновесия плазмы

внутри звезд. Эддинггон также детально исследовал природу белых карликов.

К 1924 г. была составлена новая диаграмма соотношений «масса —