|
Реферат: Звезды (Астрономия)
ИЗМЕРЕНИЕ
КОЛИЧЕСТВЕННЫХ
И
КАЧЕСТВЕННЫХ
ХАРАКТЕРИСТИК ЗВЕЗД
Автор: Поваляев Иван
11 класс «а», школа № 865
Приборы, с помощью которых ведется наблюдение.
[pic]
1 Оптические телескопы.
Невооруженным глазом на небе можно наблюдать около 6000 звезд до 6-ой
звездной величины; с помощью телескопов около 2 миллиардов до 21-ой
звездной величины.
Таблица 1: Число ярче данной звездной величины
| | | | |
|Предельная |число звезд |Предельная |число |
|звездная | |звездная |звезд |
|величина | |величина | |
|6,0 |4 850 |13,0 |5 700 000 |
|7,0 |14 300 |15,0 |32 000 000|
|8,0 |41 000 |17,0 |150 000 |
| | | |000 |
|9,0 |117 000 |19,0 |560 000 |
| | | |000 |
|10,0 |324 000 |21,0 |2 000 000 |
| | | |000 |
|11,0 |870 000 |————— |—————— |
График 1: Число звезд данной звездной величины
[pic]
Наибольшее количество обнаруженных звезд приходится на 15-17 звездную
величину (см. график). Как было подсчитано вблизи нас на одну звезду
приходится в среднем объем около 357 кубических световых лет и среднее
расстояние между звездами составляет порядка 9,5 световых лет.
Большинство звезд составляют карлики 14-15 абсолютной звездной величины и
со светимостью 0,01 светимости Солнца.
Оптический телескоп был первым из появившихся приборов для наблюдения
за звездами (изобретен примерно в 17 веке Галилеем) существует 3 типа
оптических телескопов: рефракторы (линзовые), рефлекторы (зеркальные) и
комбинированные зеркально-линзовые системы. В настоящее время глазами в
телескоп естественно никто не смотрит, а используют фотопластинки,
которые в дальнейшем исследуют с помощью различных приспособлений.
2 Другие приборы.
Также в астрономии используются приборы, позволяющие разложить свет на
спектр (спектрограф), измерить яркость звезды (фотометры) и измерить
тепло, приходящее от звезды (термоэлементы). Создание таких приборов
требует большой точности, которая стала возможна только при современном
уровне развития науки.
Естественно, что в наблюдении с помощью любых приборов очень большое
влияние могут оказать помехи, создаваемые Землей: ее атмосферой,
магнитным полем, шумами, вызванными человеческой деятельностью. Поэтому
обсерватории и станции наблюдения располагают в горах, далеко от больших
городов, а с развитием космонавтики выводят на околоземную орбиту, что
довольно дорого, но позволяет почти полностью исключить воздействие
атмосферы на показания приборов.
Спектры звезд, цель и методы их изучения, информация, содержащаяся в
спектрах.
1 Типы спектров.
Современная наука выделяет 3 вида спектров: сплошной (непрерывный)
спектр, линейчатый спектр (спектр излучения или поглощения) и полосатый
спектр. Изучая спектры звезд можно выяснить химический состав короны
звезды (и, следовательно, ее температуру), а также скорость движения
звезды относительно солнечной системы и скорость вращения ее вокруг своей
оси. Согласно спектрам звезды делятся на спектральные классы.
Таблица 2: Спектральные классы звезд.
|Спектр|Цвет |Темпера|Вещества, линии |Типичные |
|альный| |тура |которых в данном |яркие |
|класс | |короны |классе достигают своей|звезды |
| | |в K |наибольшей | |
| | | |интенсивности | |
|О5 |Голубоватый|30 000 |Ионизированный гелий |—————— |
|В) |Белый |20 000 |Гелий |? Ю. |
| | | | |Креста |
|А) |Белый |10 000 |Водород |Сириус, |
| | | | |Вега |
|F0 |Желтоватый |8 000 |Ионизированные металлы|Канопус |
|G0 |Желтый |6 000 |Нейтральные металлы |Солнце |
|К) |Оранжевый |4 500 |Присутствуют слабые |Арктур |
| | | |полосы окиси титана | |
|М) |Красный |3 000 |Сильные полосы окиси |Антарес |
| | | |титана главенствуют | |
2 Химический состав звезд.
Химический состав ядра звезды с помощью спектрального анализа определить
невозможно; можно только предполагать, исходя из теоретических расчетов.
Химический состав атмосфер звезд и Солнца в основном почти одинаков и
близок к химическому составу земной коры, за исключением того, что на
Земле нет заметных количеств водорода и гелия (см. таблицу).
Таблица 3: сравнительное изобилие х. э. в атмосферах звезд, земной коре и
каменных метеоритах.
|Элемент |Звезд|Солнц|Земная |Каменные |
| |ы |е |кора |метеориты |
|Водород |11,4 |11,5 |8,3 |6,9 |
|Гелий |10,2 |10,2 |0 |0 |
|Углерод |6,4 |7,4 |6,3 |6,1 |
|Кислород |8,0 |9,0 |8,5 |8,4 |
|Натрий |7,1 |7,2 |7,3 |6,4 |
|Магний |7,5 |7,8 |7,2 |7,7 |
|Алюминий |6,9 |6,4 |7,8 |6,8 |
|Кремний |7,5 |7,3 |8,2 |7,8 |
|Железо |6,7 |7,2 |7,2 |7,6 |
Примечание: в таблице дан lg. среднего числа атомов в столбе атмосферы
сечением 1 см2 для звезд и солнца по сравнению с такими же, но
относительными данными для Земли и метеоритов.
В химическом составе некоторых звезд возможны некоторые отклонения от
средней нормы. Так, есть звезды, несколько более богатые неоном или
стронцием, в некоторых холодных звездах встречается аномально много
изотопа углерода 13.
Рисунок 1: определение расстояния методом параллакса.
[pic]
расстояния до звезд.
1 Метод параллакса.
Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом
определения расстояний до звезд, однако, он не применим к звездам,
отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пс. Метод параллакса
заключается в измерении с высокой точностью углов ( и ( и на основе их, а
также зная смещение Земли за полгода (2 а. Е.) возможно определить
расстояние из тригонометрии.
2 По диаграмме Герцшпрунга - Рассела.
Если знать светимость звезды и ее видимый блеск, то расстояние до нее
находится по формуле lg.(D)=(m-M+7,5)/5, где D - расстояние в световых
годах, M - абсолютная звездная величина (видимый блеск звезды, если бы
она находилась на расстоянии 10 па), m - видимая звездная величина. Как
выяснили ученые, спектры звезд являются хорошими указателями светимости,
а следовательно, и расстояния до них.
График 2: диаграмма спектр-светимость (Герцшпрунга - Рессела)
[pic]
Зная расстояния до некоторого числа звезд, вычисленные методом
параллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектром
тех же звезд, (см. диаграмму спектр-светимость). Из диаграммы видно, что
каждому определенному подклассу звезд (например A1) соответствует
определенная светимость, таким образом, достаточно точно определить
спектральный класс и можно выяснить ее светимость, а следовательно, и
расстояние. Иногда определенному классу соответствует другая светимость,
но в этом случае и спектр у них несколько другой. Спектры карликов и
гигантов различаются интенсивностью определенных линий или их пар, причем
это отличие можно выяснить, исследуя близко находящиеся звезды. Это
отличие связано с тем, что атмосферы гигантов обширнее и разреженнее.
Точность определения расстояния таким способом составляет ~20%.
3 По относительным скоростям.
Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные
скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по
небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но
этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.
Также существует другой метод определения расстояний по скоростям,
применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды,
принадлежащие одному скоплению движутся в одном и том направлении по
параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью
эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются
относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно
определить расстояние до интересующего нас скопления.
Расстояния до галактик приблизительно можно определить по расстоянию до
находящихся в этих галактиках цефеид.
4 Цефеиды.
Периодические изменения блеска характерны не только для двойных звезд,
но и для переменных звезд — так называемых “цефеид”. Первой из
обнаруженных цефеид была ( цефея, которая меняла свой блеск с амплитудой
1, температуру (на 800K) ,размер и спектральный класс. Цефеиды — это
неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют
в результате нарушения равновесия между силой тяжести и внутренним
давлением, причем кривая изменения их параметров напоминает гармонический
закон. С течением времени колебания ослабевают и затухают; к настоящему
моменту было обнаружено постепенное прекращение переменности у звезды RU
Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменность полностью
прекратилась. Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все
цефеиды — гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит от
периода по формуле M=-0,35-2,08lg(T). Так как, в отличие от диаграммы
спектр - светимость, зависимость четкая, то и расстояния можно определять
более точно: зная из наблюдений период (T), можно найди абсолютную
звездную величину (M), а зная абсолютную звездную величину и найдя из
наблюдений относительную (m) можно найти расстояние. Такой метод
нахождения расстояний применяется не только для определения расстояния до
самих цефеид, но и для определения расстояний до далеких галактик, в
составе которых удалось обнаружить цефеиды (это сделать не очень трудно,
так как цефеиды обладают достаточно большой светимостью).
Существуют также другие типы переменных звезд, которые не являются
цефеидами. Обнаружены, например, переменные звезды, у которых период
около 1 года, существуют также вообще неправильные звезды, в периодах
которых не удалось выяснить никакой закономерности. В 70-ых годах
внимание астрономов привлекли красные карлики, блеск которых неожиданно
возрастает в несколько сотен раз в течение нескольких минут, причем эти
вспышки происходят не только в оптическом диапазоне. Такие звезды назвали
вспыхивающими.
Яркости и светимости звезд.
Существую две величины, характеризующие звезду с точки зрения
светимости: это абсолютная звездная величина (видимый блеск звезды, если
бы она находилась на расстоянии 10 пс) и светимость (количество энергии,
испускаемое звездой за 1 с), и одна величина, характеризующая звезду с
точки зрения того, насколько хорошо мы ее видим: видимая звездная
величина. Естественно, что видимая звездная величина зависит не только от
светимости, но и от расстояния до звезды.
Таблица 4: десять самых ярких звезд и Солнце.
|Название |видимая |Спектр|Абсолютная|Свети|Рассто|
| |звездная |альный|звездная |мость|яние в|
| |величина |класс |величина | |св. |
| |(m) | |(M) | |Годах |
|Сириус |-1,6 |A0 |1,3 |23 |8,7 |
|Канопус |-0,9 |F0 |-4,6 |5200 |~180 |
|( |0,3 |G0 |4,7 |1,0 |4,29 |
|Центавра | | | | | |
|Вега |0,1 |A0 |0,5 |48 |26,5 |
|Капелла |0,2 |G0 |-0,5 |120 |45 |
|Арктур |0,2 |K0 |0,0 |76 |36 |
|Ригель |0,3 |B8 |-6,2 |~2300|~650 |
| | | | |0 | |
|Процион |0,5 |F5 |2,8 |5,8 |11,3 |
|Ахернар |0,6 |B5 |-2,6 |~800 |~140 |
|( |0,9 |B1 |-3,1 |~1300|~200 |
|Центавра | | | | | |
|Солнце |-26,72 |G4 |4,8 |1 |8 сек.|
Таблица 5: десять самых близких звезд и Солнце.
|Название |Видима|спектр|Абсолют|Светимо|Расст. |
| |я |альный|ная |сть |в |
| |звездн|класс |звездна| |световы|
| |ая | |я | |х годах|
| |величи| |величин| | |
| |на | |а | | |
|( Центавра |0,3 |G0 |4,7 |1,0 |4,3 |
|A | | | | | |
|( Центавра |1,7 |K5 |6,1 |0,28 |4,3 |
|B | | | | | |
|( Центавра |11 |M5e |15,4 |5,2*10-|4,3 |
|C | | | |5 | |
|Звезда |9,5 |M5 |13,2 |4,0*10-|6,0 |
|Барнарда | | | |4 | |
|Вольф 359 |13,5 |M6e |16,6 |1,7*10-|7,7 |
| | | | |5 | |
|Люйтен- |12,5 |M6e |16,6 |4*10-4 |7,9 |
|726-8 A | | | | | |
|Люйтен- |13,0 |M6e |15,6 |3*10-4 |7,9 |
|726-8 B | | | | | |
|Лаланд |7,5 |M2 |10,5 |4,8*10-|8,2 |
|21185 | | | |3 | |
|Сириус A |-1,6 |A0 |1,3 |23 |8,7 |
|Сириус B |7,1 |Б. |10,0 |8*10-3 |8,7 |
| | |Карлик| | | |
|Солнце |-26,72|G4 |4,8 |1 |8 сек. |
Из этих двух таблиц хорошо видно, что видимая звездная величина не
зависит ни от расстояния ни от светимости по отдельности, а только от их
совокупности.
Температура звезд и способы ее нахождения.
Способы определения температуры поверхности звезд весьма разнообразны и
они проверяют друг друга, температура ядра звезды находится только исходя
из сложных теоретических расчетов, и достигает нескольких миллионов
градусов. Результаты применения разных способов хорошо сходятся друг с
другом (см. Температуры в табл. Звездных спектров). Температуры звезд
можно измерять, улавливая получаемое от них тепло (и зная расстояние) с
помощью термоэлементов; вычислять их по размеру и светимости звезд;
вычислять по спектру, который дает информацию о химическом составе и
степени ионизации газов, каждый газ имеет свою температуру ионизации,
получаемую экспериментально.
Скорости звезд.
1 Измерение скорости.
Для большинства звезд никакого перемещения заметить не удается, потому
что они слишком далеки от нас, а наблюдения, хоть и проводились несколько
тысячелетий назад (Египет, Рим, Греция, Китай...), но были недостаточно
точны и почти не сохранились до наших дней.
Рисунок 2: Наблюдаемая и ненаблюдаемая скорость звезды.
[pic]
Для определения скорости звезд в наше время используются фотографии
неба, которые очень удобно сравнивать друг с другом. Также наблюдаемая
скорость звезд зависит от направления реальной скорости (см. рисунок).
Для определения не наблюдаемой скорости используется метод спектрального
анализа. Если источник колебаний (в данном случае световых) движется
относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются
нами, меняется - при сближении укорачивается (смещается к фиолетовому
концу спектра), при удалении увеличивается (смещается к красному концу
спектра), то же самое относится и к приближающемуся или удаляющему краю
звезды. Невооруженным глазом это смещение почти незаметно, однако линии в
спектре смещаются по формуле v=c (??/?) ,где v - скорость источника, c -
скорость света, ??- изменение частоты, ? - нормальная длина волны (закон
Доплера). Соединяя полученные значения для наблюдаемой и не наблюдаемой
скоростей можно сделать вывод не только о скорости, но и о направлении
движения звезды. К настоящему времени определены наблюдаемые скорости для
100000 звезд и ненаблюдаемые для 7000. Это связано с тем, что при
определении наблюдаемых скоростей большую роль играет расстояние и сама
скорость, а для расчета ненаблюдаемых — видимая звездная величина,
которой определяется возможность получить достаточно четкий спектр.
Размеры звезд.
Очевидно, что методы определения размеров планет к звездам не подходят,
в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые мощные
телескопы. Но удалось визуально измерить диаметр для небольшого
количества звезд. Впервые это было сделано в 1920 году для звезды
Бетельгейзе в созвездии Ориона.
Однако существуют косвенные методы определения размеров звезд по их
светимости. Поскольку звезду можно представить как абсолютно черное тело,
то закон излучения ей энергии в разных частях спектра известен. Если
знать температуру (п.4) звезды и ее светимость (п.3), то можно вычислить
полную энергию, испускаемую звездой. Одновременно для нее, как для
абсолютно черного тела можно вычислить полную энергию, испускаемую с
единицы поверхности (по закону Стефана - Больцмана E~T4). Таким образом,
зная одновременно и удельную и полную энергию можно вычислить площадь
поверхности звезду, а из нее, учитывая, что звезда — это шар и ее
диаметр.
Размеры звезд существенно различаются между собой между собой:
существуют карлики (они, как правило, белые и горячие), гиганты (красные
и холодные) и обычные звезды, которых большинство.
1 Белые карлики.
Белые карлики — предположительно результат эволюции звезд типа Солнца
имеют массу примерно равную массе Солнца и не превышающую 1,2 массы
Солнца, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в
1 млн. раз больше солнечной. Вещество белых карликов находится в
состоянии вырожденного газа, при котором давление внутри звезды не
зависит от температуры, а зависит только от плотности (поэтому на
диаграмме спектр - светимость невозможно определить светимость БК по их
температуре); но зато их масса зависит от радиуса (масса обратно
пропорциональна радиусу). Классическим примеров белого карлика является
Сириус B.
2 Нормальные звезды (звезды основной последовательности).
Нормальные звезды составляют большинство звезд нашей галактики, в том
числе и Солнце
3 Красные гиганты.
Красные гиганты — это предположительно промежуточная ступень эволюции
межу нормальными звездами и белыми карликами. Их масса составляет
примерно 10-100 масс Солнца (если они результат эволюции, то остается
загадкой, откуда они берут недостающую массу), радиус 30-300 радиусов
Солнца. Предположительно ядром КГ является БК, который занимает примерно
1% от его размеров и 25% от его массы.
Масса звезд; двойные звезды.
Современные методы наблюдения за звездами позволяют точно определить
массы только двойных звезд.
1 Физическая природа двойных звезд.
Рисунок 3: Орбита звезды альфа Центавра.
[pic]
Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды,
обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют
разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные
(как правили это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от
их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в
отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснить
почти все параметры, включаю массу, форму орбит и даже примерно выяснить
характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды
имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много
таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н.
Блажко.
2 Обнаружение двойных звезд.
Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и
них была открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут
опасно перепутать их с цефеидами) (см. Рисунок) и близкому нахождению
друг к другу, хотя иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а
на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего
центра тяжести (т.н. оптически) двойные звезды), однако это встречается
График 3: кривая изменения блеска Алголя.
[pic]
довольно редко.
Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда
двойная по траектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а
извилистая; причем по характеристикам этой траектории можно вычислить
вторую звезду, как, например, это было в случае с Сириусом.
3 Измерение параметров двойных звезд.
Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой
части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя
из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца +
mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 - массы звезд, P - их период обращения, T -
один год, A - большая полуось орбиты спутника относительно главной
звезды, a - расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти
сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд
по отдельности можно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего
центра масс (x1,x2). Тогда x1/ x2= m2/ m1.Исследуя массы различных звезд,
было выяснено, что их разброс не очень велик: от 40 масс Солнца до 1/4
массы Солнца.
Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость...)
исследуются так же, как и у обычных.
4 Характерные примеры двойных звезд.
1 ( Центавра.
( Центавра состоит из двух звезд — ( Центавра А и ( Центавра В.
( Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца:
Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и
плотность. ( Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс
K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень
вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к
длине большое полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0)
- 0,51. Период обращения - 78,8 года, большая полуось - 23,3 а. е.,
плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести
системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23
км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31
км/c.
2 Сириус.
Сириус, как и ( Центавра тоже состоит из двух звезд — А и В, однако в
отличие от нее обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и,
следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K).
Масса Сириуса А - 2,5Mсолнца, Сириуса В - 0,96Mсолнца. Однако при
исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не
могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем
у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ~ в 10 тысяч раз
меньше. Это связано с тем, что атомы Сириуса B находятся в полностью
ионизированном состоянии, а свет, как известно, излучается только при
переходе электрона с орбиты на орбиту.
Солнечная система
1 Земля и планеты. Античные и современные исследования.
Впервые получить довольно точные размеры нашей планеты удалось
древнегреческому математику и астроному Эратосфену в I веке до нашей эры
(точность около 1,3%). Эратосфен обнаружил, что в полдень самого длинного
дня лета, когда Солнце в небе города Асуана находится в наивысшем
положении и его лучи падают вертикально, в Александрии в это же время
зенитное расстояние Солнца составляет 1/50 часть окружности (те 7о 12!).
Зная расстояние от Асуана до Александрии, он смог вычислить радиус Земли,
который по его подсчетам составил 6290 км..
Не менее существенный вклад в астрономию внес мусульманский астроном и
математик Бируни, живший в X-XI веке н. э.. Несмотря на то, что он
пользовался геоцентрической системой, ему удалось довольно точно
определить размеры Земли и наклон экватора к эклиптике. Размеры планет им
хоть и были определены, но с большой ошибкой; единственный размер,
определенный им относительно точно — размер Луны.
В XV веке Коперник выдвинул гелиоцентрическую теорию о строении мира.
Теория, как известно, довольно длительное время не имела развития, так
как была преследуема церковью. Окончательно система была уточнена И.
Кеплером в конце XVI века. Так же Кеплер открыл законы движения планет и
рассчитал эксцентриситеты их орбит, теоретически создал модель
телескопа. Галилей, живший несколько позднее Кеплера, сконструировал
телескоп с увеличением в 34,6 раз, что позволило ему оценить даже высоту
гор на Луне, также он обнаружил характерное различие при наблюдении в
телескоп звезд и планет: четкость вида и формы у планет была значительно
больше, а также обнаружил несколько новых звезд.
На протяжении почти 2000 лет астрономы считали, что расстояние от Земли
до Солнца равно 1200 расстояниям Земли, т.е. допуская ошибку примерно в
20 раз! Впервые эти данные были уточнены только в конце XXVII века как
140 млн. км, т.е. с ошибкой на 6,3% астрономами Кассини и Рише. Они же
определили скорость света как 215 км/c, что было существенным прорывом в
астрономии, так как раньше считали, что скорость света бесконечна.
Примерно в это же время Ньютоном был открыт закон всемирного тяготения и
разложения света на спектр, что положило начало спектральному анализу
через несколько веков.
В конце XVIII - начале XIX века был открыт метод спектрально анализа, с
помощью которого было обнаружено присутствие на Солнце нескольких
химических элементов, включая неизвестный ранее гелий.
Расстояния до других планет солнечной системы в настоящее время
определяются с помощью III закона Кеплера: (Tа/Tb)2=(Ra/Rb)3 ,где Та и Tb
— периоды обращения планет, а Ra и Rb — радиусы их орбит. Периоды
обращения планет могут быть измерены непосредственно (для Земли — 365,26
суток, для Венеры — 224,70 суток...). Таким образом, зная радиус орбиты
Земли можно найти радиус орбиты любой другой планеты солнечной системы.
Массу других планет Солнечной системы и Солнца также определяют с помощью
законов Кеплера. (пл.)3=G (Mпл+MС)*(Tпл)2
Благодаря научно-технической революции в наше время стало возможным
исследование различных космических объектов, включая звезды с огромной
точностью, что позволило выяснить строение не только солнечной системы,
но и всей галактики, а также других галактик.
2 Солнце.
Солнце ближе к нам, чем другие звезды, поэтому его можно изучить
особенно подробно, и сравнивать характеристики других звезд уже с
характеристиками Солнца для большей наглядности. Еще Галилей в 17 веке
проводил наблюдения за Солнцем, обнаружив на нем пятна, и по их вращению
сделал вывод о вращении Солнца вокруг своей оси. Например, полное
излучение Солнца составляет ~3.79*1026 Ватт, диаметр Солнца ~1,4*109 м.,
что ~в 109 раз больше диаметра Земли, масса Солнца ~2*1030 кг.,
температура фотосферы ~6000K, расстояние до Солнца ~1,49*1011 м. (что
принято за единицу измерения расстояний в Солнечной системе- 1
астрономическую единицу). Наиболее удобно изучать химический состав
короны Солнца во время солнечных затмений, при которых она видна наиболее
отчетливо, однако затмение явление достаточно редкое и в 1930 г Лио
изобрел коронограф- прибор, позволяющий наблюдать корону и протуберанцы в
любое время. В процессе исследования спектра Солнца были открыты три
новых элемента - гелий, короний и небулий. Два последних в последствии
оказались сильно ионизированными атомами кислорода и железа.
Таблица 6: Химический состав Солнца.
|Элемент |содержание в короне по объему |по числу атомов |
| |(%) |(%) |
|водород |81,760 |90,7 |
|гелий |18,170 |9,1 |
|кислород|0,03 |0,09 |
|магний |0,02 |— |
|азот |0,01 |0,01 |
|кремний |0,006 |— |
|углерод |0,003 |0,05 |
|железо |0,0008 |0,007 |
|кальций |0,0003 |меньше 0,01 |
|неон |— |0,01 |
Недра Солнца, согласно теоретическим расчетам должны быть беднее
водородом. Солнце представляет собой желтый карлик класса G4, находящийся
в главной последовательности. Наблюдения за Солнцем проводятся как в
обычные оптические телескопы с затененными стеклами, так и в неоптические
телескопы, что позволяет получить информацию о строении поверхности
Солнца более подробно. Например, с помощью исследования и анализа гамма
излучения от Солнца в момент вспышки удалось обнаружить дейтерий и
тритий, что является косвенным доказательством теоретических выкладок о
термоядерных реакциях на Солнце. Благодаря наблюдениям за Солнцем создана
теория эволюции звезд, сделаны важные открытия в области астрофизики,
физики термоядерных реакций, химии и многих других областях.
3 Движение солнечной системы.
Для точного определения истинных скоростей звезд естественно необходимо
внести коррективу на скорость самой солнечной системы. Предположив, что
движение звезд беспорядочно, на небе берется участок с большим числом
звезд и измеряется средняя скорость движения в них. Таким образом,
хаотичные движения взаимно исключаются и остается только то движение,
которое является для них общим. Также с помощью спектрального анализа
можно установить, в каком участке неба звезды в среднем с наибольшей
скоростью от нас удаляются, а в каком — приближаются. Из анализа
полученных данных можно выяснить скорость и направление движения
солнечной системы. Как было выяснено солнечная система движется со
скоростью ~20 км/c по направлению к границе созвездий Лиры и Геркулеса.
Таблица 1: Число ярче данной звездной величины 1
Таблица 2: Спектральные классы звезд. 3
Таблица 3: сравнительное изобилие х. э. в атмосферах звезд, земной коре и
каменных метеоритах. 4
Таблица 4: десять самых ярких звезд и Солнце. 7
Таблица 5: десять самых близких звезд и Солнце. 7
Таблица 6: Химический состав Солнца. 14
Рисунок 1: определение расстояния методом параллакса. 4
Рисунок 2: Наблюдаемая и ненаблюдаемая скорость звезды. 9
Рисунок 3: Орбита звезды альфа Центавра. 11
График 1: Число звезд данной звездной величины 2
График 2: диаграмма спектр-светимость (Герцшпрунга - Рессела) 5
График 3: кривая изменения блеска Алголя. 11
1. Приборы, с помощью которых ведется наблюдение. 1
1.1. Оптические телескопы. 1
1.2. Другие приборы. 2
2. Спектры звезд, цель и методы их изучения, информация, содержащаяся в
спектрах. 3
2.1. Типы спектров. 3
2.2. Химический состав звезд. 4
3. расстояния до звезд. 4
3.1. Метод паралласкса. 4
3.2. По диаграмме Герцшпрунга - Рессела. 5
3.3. По относительным скоростям. 5
3.4. Цефеиды. 6
4. Яркости и светимости звезд. 6
5. Температура звезд и способы ее нахождения. 8
6. Скорости звезд. 8
6.1. Измерение скорости. 8
7. Размеры звезд. 9
7.1. Белые карлики. 10
7.2. Нормальные звезды (звезды основной последовательности). 10
7.3. Красные гиганты. 10
8. Масса звезд; двойные звезды. 10
8.1. Физическая природа двойных звезд. 11
8.2. Обнаружение двойных звезд. 11
8.3. Измерение параметров двойных звезд. 12
8.4. Характерные примеры двойных звезд. 12
8.4.1. ( Центавра. 12
8.4.2. Сириус. 12
9. Солнечная система 13
9.1. Земля и планеты. Античные и современные исследования. 13
9.2. Солнце. 14
9.3. Движение солнечной системы. 15
10. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ: 16
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ:
1) Б. А. Воронцов - Вельяминов
“Очерки о вселенной”
2) А. А. Гуринштейн
“Извечные тайны вселенной”
Реферат на тему: Звезды
Содержание:
Основные звездные характеристики
Светимость и расстояние до звезд
Спектры звезд и их химический состав
Температура и масса звезд
Связь основных звездных величин
Звезды рождаются
Межзвездный газ
Межзвездная пыль
Разнообразие физических условий
Почему должны рождаться новые звезды?
Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд
Звездные ассоциации
Кратко о всем процессе рождения
Основные звездные характеристики
Светимость и расстояние до звезд
Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением,
наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их
угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть
звезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так как
благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью
атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение
звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной
секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше
одной сотой доли секунды дуги.
Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят
астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки
излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока
является звездная величина.
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, удаленных на расстояние, не превышающие
нескольких десятков парсек, 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.
Спектры звезд и их химический состав
Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно
спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы.
Последовательность спектральных классов обозначается 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 градусов у
звезд спектрального класса О до 3000 градусов 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. Однако в последние десятилетия были
запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были
установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и
ультрафиолетовое излучение.
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.
Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно"
приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На
втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно
невелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомов водорода приходиться
тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и
азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно
ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это
гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых
элементов.
Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет.
Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды,
сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются
желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизике
имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она
основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через
различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд
характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один
из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет
кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V").
Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению
B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых
звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной
классификации.
Температура и масса звезд
Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее
поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные
тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их
поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:
[pic] - постоянная Больцмана
Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно
будет равна
[pic] ( * ), где R - радиус звезды. Таким образом, для определения
радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности.
Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику
звезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. А
главное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежные
определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют
двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р
известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера,
который может быть записан в следующем виде:
[pic] , здесь М1 и М2 - массы компонент системы, G - постоянная в законе
всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы.
Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно
определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшого
количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из
звезд.
В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее
время методом прямого и независимого определения массы (то есть не
входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно
серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод
существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В
такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой
светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются
только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же
светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в
состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.
Связь основных звездных величин
Итак, современная астрономия располагает методами определения основных
звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета),
радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли
эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется
функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую
светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется
простой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, давно
уже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным
классом (или, что фактически одно и то же,- цветом). Эту зависимость
эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще
в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и
американец Рассел.
Звезды рождаются
Межзвездный газ
Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество
осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это
объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на
несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценил
расстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого почти
всеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в
котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы
время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в
межзвездной среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном
Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет
собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень
малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же
как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.
Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом
путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например,
что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из
нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая
компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь
определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг
относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит
благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий
поглощения.
Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался
довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими
элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы
можем рассматривать как "примеси".
Межзвездная пыль
До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду только межзвездный
газ. но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже
упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос о
прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с
несомненностью было доказано, что межзведное пространство действительно не
совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно
тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие
и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно
невелико.
Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что
поглощение света обусловленно межзвездной пылью, то есть твердыми
микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки
имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно
вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления
их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или
менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный
свет становится частично поляризованным.
Разнообразие физических условий
Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое
разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых,
зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются
сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей
несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда между
облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на кубический
сантиметр. имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударные
волны от взрывов звезд.
Наряду с отдельными облаками как ионизированного так и неионизированного
газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своим размерам, массе и
плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название
"газово-пылевых комплексов". Для нас самым существенным является то, что в
таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации
звезд из диффузной межзвездной среды.
Почему должны рождаться новые звезды?
Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике очень
велико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительной степени
интуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде с
важнейшим процессом образования звезд из "диффузной" сравнительно
разряженной газово-пылевой среды. Какие же основания существуют для
предположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессом
звездообразоания? Прежде всего следует подчеркнуть, что уже по крайней мере
с сороковых годов нашего столетия астрономам ясно, что звезды в Галактике
должны непрерывно (то есть буквально "на наших глазах") образовываться из
какой-то качественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 году было
установлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрах
звезд термоядерный синтез. Грубо говоря, подавляющие большинство звезд
излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд
промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Так как масса одного протона (в
атомных единицах) равна 1,0081, а масса ядра гелия (альфа-частицы) равна
4,0039, то избыток массы, равный 0,007 атомной единицы на протон, должен
выделиться как энергия. Тем самым определяется запас ядерной энергии в
звезде, которая постоянно тратится на излучение. В самом благоприятном
случае чисто водородной звезды запаса ядерной энергии хватит не более, чем
на 100 миллионов лет, в то время как в реальных условиях эволюции время
жизни звезды оказывается на порядок меньше этой явно завышенной оценки. Но
десяток миллионов лет - ничтожный срок для эволюции нашей Галактики,
возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардов лет. Возраст массивных
звезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле! Значит звезды (по
крайней мере, массивные с высокой светимостью) никак не могут быть в
Галактике "изначально", то есть с момента ее образования. Оказывается, что
ежегодно в Галактике "умирает" по меньшей мере одна звезда. Значит, для
того, чтобы "звездное племя" не "выродилось", необходимо, чтобы столько же
звезд в среднем образовывалось в нашей Галактике каждый год. Для того,
чтобы в течении длительного времени (исчисляемыми миллиардами лет)
Галактика сохраняла бы неизменными свои основные особенности (например,
распределение звезд по классам, или, что практически одно и тоже, по
спектральным классам), необходимо, чтобы в ней автоматически поддерживалось
динамическое равновесие между рождающимися и "гибнущими" звездами. В этом
отношении Галактика похожа на первобытный лес, состоящий из деревьев
различных видов и возрастов, причем возраст деревьев гораздо меньше
возраста леса. Имеется, правда, одно важное различие между Галактикой и
лесом. В Галактике время жизни звезд с массой меньше солнечной превышает ее
возраст. Поэтому следует ожидать постепенного увеличения числа звезд со
сравнительно небольшой массой, так как они пока еще "не успели" умереть, а
рождаться продолжают. Но для более массивных звезд упомянутое выше
динамическое равновесие неизбежно должно выполняться.
Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд
Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и "сверхмолодые" звезды? С
давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и
Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что
звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только
одно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационная
неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в
такой среде неизбежны малые возмущения плотности, то есть отклонения от
строгой однородности. в дальнейшем, однако, если массы этих конденсаций
превосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малые
возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на
несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации будут
продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся в
звезды.
Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по
простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием
некоторого ускорения. Так, к примеру, облако с массой, равной солнечной,
сожмется за миллион лет.
В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого
облака в звезду, которая называется "стадией свободного падения",
освобождается определенное количество гравитационной энергии. Половина
освободившейся при сжатии облака энергии должна покинуть облако в виде
инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.
Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего
инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать
сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее.
Температура его внутренних областей , после того как процесс
диссоциации молекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться,
так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет
идти на нагрев облака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя.
Это уже самая настоящая протозвезда.
Таким образом, из простых законов физики следует ожидать, что может иметь
место единственный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых
комплексов сначала в протозвезды, а потом и в звезды. Однако возможность -
это еще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательной
астрономии является, во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды и
проанализировать, способны ли они сжиматься под действием собственной
гравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуру. Во-
вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу
"генетической близости облаков и звезд (например, тонкие детали их
химического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков и
прочее). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимые
свидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд
(например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного
падения). Кроме того, здесь могут наблюдаться, и, по-видимому, наблюдаются
совершенно неожиданные явления. Наконец, следует детально изучать
протозвезды. Но для этого прежде всего надо уметь отличать их от
"нормальных" звезд.
Звездные ассоциации
Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаков
межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивные
звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются
в отдельные обширные скопления, которые позже получили название
"ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами. Таким
образом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звезды
рождаются не поодиночке, а как бы гнездами, что качественно согласуется с
представлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации
звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из
других примечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большими
газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что
такая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем
конденсации облаков газово-пылевой среды.
Процесс рождения звезд, как правило, не заметен, потому что скрыт от нас
пеленой поглощающей свет космической пыли. Только радиоастромония, как
можно теперь с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение в
проблему изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощает
радиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданные
явления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды, которые имеют прямое
отношение к процессу звездообразования.
Кратко о всем процессе рождения
Мы довольно подробно рассматривали вопрос о конденсации в протозвезды
плотных холодных молекулярных облаков, на которые из-за гравитационной
неустойчивости распадается газово-пылевой комплекс межзвездной среды. Здесь
важно еще раз подчеркнуть, что этот процесс является закономерным, то есть
неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды
неизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные,
сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственная сила
тяжести не может сжать облака - для этого они недостаточно плотны и велики.
Но тут "вступает в игру" межзвездное магнитное поле. В системе силовых
линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие "ямы", куда
"стекаются" облака межзвездной среды. Это приводит к образованию огромных
газово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуется слой холодного
газа, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение
звезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью,
а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и
"термостатируют" его при очень низкой температуре - порядка 5-10 градусов
Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлению
окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно выше
и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влиянием
собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины
около одного парсека, начнет "фрагментировать" на отдельные, еще более
плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут
продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде
возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует со
скоростью, зависящей от ее массы.
Когда существенная часть массы газа превратиться в звезды, межзвездное
магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой
комплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звезды и молодые
протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут
падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные
ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости.
Список использованной литературы:
1. И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть
2. П. И. Бакулин. Курс общей астрономии
3. Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной
| |
