Доклад на тему Звезды сообщение

Реферат по астрономии на тему «Что такое звёзды» Выполнила

Доклад на тему Звезды сообщение

1 Реферат по астрономии на тему «Что такое звёзды» Выполнила: Выполнила: Ученица 11 Б класса Иконникова Екатерина Учитель: Шарова Светлана Владимировна

2 1. Введение На протяжении веков единственным источником сведений о звёздах и Вселенной был для астрономов видимый свет. Наблюдая невооруженным глазом или с помощью телескопов, они использовали только очень небольшой интервал волн из всего многообразия электромагнитного излучения, испускаемого небесными телами.

Астрономия преобразилась с середины нашего века, когда прогресс физики и техники предоставил ей новые приборы и инструменты, позволяющие вести наблюдения в самом широком диапазоне волн – от метровых радиоволн до гамма-лучей, где длины волн составляют миллиардные доли миллиметра. Это вызвало нарастающий поток астрономических данных.

Фактически все крупнейшие открытия последних лет результат современного развития новейших областей астрономии, которая стала сейчас всеволновой. Еще с начала 30-х годов, как только возникли теоретические представления о нейтронных звездах, ожидалось, что они должны проявить себя как космические источники рентгеновского излучения.

Эти ожидания оправдались через 40 лет. когда были обнаружены барстеры и удалось доказать, что их излучение рождается на поверхности горячих нейтронных звезд.

Но первыми открытыми нейтронными звездами оказались все же не барстеры, а пульсары, проявившие себя – совершенно неожиданно – как источники коротких импульсов радиоизлучения, следующих друг за другом с поразительно строгой периодичностью.

3 2. Открытие Летом 1967 г. в Кембриджском университете (Англия) вошел в строй новый радиотелескоп, специально построенный Э. Хьюишем и его сотрудниками для одной наблюдательной задачи – изучения мерцаний космических радиоисточников. Новый радиотелескоп позволял производить наблюдения больших участков неба.

Первые отчетливо различимые серии периодических импульсов были замечены 28 ноября 1967 г. аспиранткой кембриджской группы. Импульсы следовали один за другим с четко выдерживаемым периодом в 1,34 с. Возникло предположение о внеземной цивилизации – это оказалось невозможным.

Становилось очевидным, что источники излучения являются естественными небесными телами. Первая публикация кембриджской группы появилась в феврале 1968 г.. и уже в ней в качестве вероятных кандидатов на роль источников пульсирующего излучения упоминаются нейтронные звезды.

Имеются звезды, их называют цефеидами, со строго периодическими вариациями блеска. Но до пульсаров никогда еще не встречались звезды со столь коротким периодом, как у первого “кембриджского” пульсара.

4 3. Виды звёзд Звезды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают. Самые молодые – это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Когда начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду.

а) Нормальные звёзды Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа. Различие – это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые. Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску.

Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут все зависит от массы звезды. Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. б) Гиганты и карлики Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми.

В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их красноватый.

5 Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадиях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

в) Жизненный цикл звезды Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет энергию за счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. После того как звезда израсходует водород, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать. В результате размер самой звезды резко возрастает.

Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в белые карлики. После чего они просто угасают. г) Звёздные скопления По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности.

Звездные скопления интересны не только для научного изучения, они исключительно красивы как объекты для фотографирования. Есть два типа звездных скоплений: открытые и шаровые. В открытом скоплении каждая звезда видна: шаровые скопления представляют собой как бы сферу.

6 д) Открытые звёздные скопления Самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды или Семь сестер, в созвездии Тельца.

Общее количество звезд в этом скоплении где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас. Плеяды это типичное открытое звездное скопление. Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых.

в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга. Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Облака, в которых образуются звезды, сконцентрированы в диске нашей Галактики.

е) Шаровые звёздные скопления В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы. плотно заполненные звездами.

В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно. Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта.

7 ж) Пульсирующие переменные звёзды Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь. Наиболее известный тип подобных звезд цефеиды. Это звезды сверхгиганты. В процессе пульсации цефеиды как площадь и температура ее изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска.

з) Вспыхивающие звёзды Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек. Для некоторых звёзд подобные вспышки достигают громадных масштабов. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.

и) Двойные звёзды Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, явление весьма распространенное. Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки.

Двойные звезды, которые можно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

8 к ) Открытие двойных звёзд Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда.

Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать. Изучение двойных звезд это единственный прямой способ вычисления звездных масс. л) Тесные двойные звёзды В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши.

Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость, это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда белый карлик. м) Нейтронные звёзды Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов.

Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами – это быстрое вращение и сильное магнитное поле.

9 н) Пульсары Первые пульсары были открыты в 1968г. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны. но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. о) Рентгеновские двойные звёзды В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения.

По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. п) Сверхновые звёзды Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды – это воистину впечатляющее событие.

Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до км в секунду. Такие грандиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые – довольно редкое явление. р) Сверхновая – смерть звезды Массивные звезды заканчивают свое существование взрывами сверхновых.

Но это не единственный способ запуска подобных взрывов. Лишь около четверти всех сверхновых появляется таким путем.

10 Как действуют другие сверхновые, пока не вполне ясно что они начинаются с белых карликов в двойных системах. Затем следует взрыв сверхновой, и вся звезда, по- видимому, навсегда разрушается.

Сверхновая сохраняет свою максимальную яркость лишь около месяца, а затем непрерывно угасает. Остатки сверхновых одни из сильнейших источников радиоволн в нашем небе.

с) Крабовидная туманность Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманность, эта туманность остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Она имеет форму овала с неровными краями.

Нити светящегося газа напоминают сеть, наброшенную на отверстие. Когда астрономы осознали, что пульсары это нейтрон сверхновых, им стало ясно, что искать пульсары надо именно в таких остатках типа Крабовидной туманности.

11 4. Качественные характеристики звёзд а) Светимость По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты. Но большинство звезд составляют “карлики”, светимости которых значительно меньше солнечной.

б) Температура Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Очень горячие звезды имеют белый или голубоватый цвет. в) Спектр звёзд Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд.

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.

г) Химический состав звёзд Химический состав наружных слоев звезд, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико.

12 д) Радиус звёзд Энергия, испускаемая элементом поверхности звезды единичной площади в единиц времени, определяется законом Стефана-Болышана. Поверхность звезды равна 4 R2. Отсюда светимость равна: Таким образом, если известны температура и светимость звезды, то мы можем вычислить ее радиус.

е) Масса звёзд В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. 5.

Рождение звёзд Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время.

Согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии.

13 Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре. 6. Эволюция звёзд Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвёздам нужно сравнительно немного времени. В 5966 г.

совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвёзды на ранних стадиях их эволюции. Были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные источники. Была высказана гипотеза, что эти «подходящее» имя «мистериум». Источники «мистериума» это гигантские, природные космические мазеры.

Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах- в лазерах) достигается огромная яркость в линии причем спектральная ширина ее мала. Усиление излучения возможно тогда, когда среда, в которой распространяется излучение, каким – либо способом “активирована”.

Это означает, что некоторый “сторонний” источник энергии (так называемая “накачка”) делает концентрацию атомов или молекул на исходном уровне аномально высокой. Без постоянно действующей «накачки» или лазер невозможны. Скорее всего «накачкой» служит достаточно мощное инфракрасное излучение.

14 Оказавшись на главной последовательности и перестав сжигаться, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме «спектр – светимость». Её излучение поддерживается термоядерными реакциями.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется её первоначальной массой. «Выгорание» водорода происходит только в центральных областях звезды. Что же произойдёт со звездой, когда весь водород в её ядре «выгорит».

Ядро звезды начнёт сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия. Звезда как бы «разбухает», и начнёт «сходить» с главной последовательности, переходя в области красных гигантов.

Далее, оказывается, что звёзды гиганты с меньшим содержанием тяжёлых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость.

Источник: http://www.myshared.ru/slide/164082/

Образовательный портал

Доклад на тему Звезды сообщение

Реферат

На тему:

«Эволюция звезд»

Ученика 10«А» класса

Гимназии №66

Легостина Артёма

Эволюция звезд и Солнца

Введение

Солнце – ближайшая к нам звезда, благодаря которой возможна жизнь на нашей планете. Поэтому изучение Солнца, его активности, жизненного цикла, химического состава так важно для нас.

Но прежде необходимо ответить на следующие вопросы: что такое звезды; как они классифицируются; какой их жизненный цикл; какой жизненный цикл нашего Солнца.

Ответив на эти вопросы, мы лучше поймем, что происходит с нашей звездой, что ждать от нее в будущем и как это отразится на жизни Земли.

1.           Звезды.

Начнем с определения звезды. Звезда – небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции [1].

    Звезда – раскаленный газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставляемый ему объем. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду.

Но в каждой же точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающихся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга.

А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, и температура возрастают к центру звезды. 
    Звезда излучает энергию, вырабатываемую в ее недрах.

Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться ее поверхностью, иначе равновесие нарушится.

Таким образом, к давлению газа добавляется еще и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается ее источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои.

Если бы звездное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мнгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он “блуждает” многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду. 

2.         Классификация звезд

2.1 Основная (Гарвардская) спектральная классификация

По спектрам звезд  астрономы изучают состав и строение звезд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звезд и исследуют движение звезд в пространстве.

Спектры звезд впервые стали исследовать в начале XIX в. Однако в то время еще не были известны законы спектрального анализа (см. Электромагнитное излучение небесных тел). Лишь после открытия этих законов в середине XIX в. стали систематически наблюдать звездные спектры.

Первые наблюдения были визуальными, производились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звездных спектров за одну экспозицию.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров. С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звездных спектров называется гарвардской.

Отдельные классы звезд обозначаются в ней буквами. Подклассы в каждом спектральном классе нумеруются цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5.

Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.

В спектральном классе М имеется разветвление, указывающее на три немногочисленные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе и одного класса к другому.

Гарвардская спектральная классификация звезд основана на виде и числе спектральных линий (см. таблицу 1). В обычном звездном спектре, как и в спектре  Солнца, они выглядят темными линиями на светлом фоне непрерывного спектра.

Линии принадлежат различным химическим элементам. Их вид в спектре обусловлен в основном температурой звезды.

Приведем ниже более подробное описание спектральных классов и назовем яркие звезды, являющиеся типичными представителями их.

Класс О — самые горячие звезды во Вселенной. Температура (Т) их поверхности — в среднем около 40 000 К. В их спектрах основными линиями являются слабые линии водорода и ионизованного и нейтрального гелия. Пример: δ, λ и ξ  Ориона.

Класс В — менее горячие звезды. Т ~ 15 000 К. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе О. Пример: Спика, Беллатрикс.

Таблица 1

Гарвардская спектральная классификация звезд

Класстемпература, КцветМасса, МсолнцаРадиус, R солнцаСветимость, L солнца
O30000-60000голубой60151400000
B10000-30000бело-голубой18720000
A7500-10000белый3,12,180
F6000-7500белый1,71,36
G5000-6000желтый1,11,11,2
K3500-5000оранжевый0,80,90,4
M2000-3500красный0,30,40,04

Класс А характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, появляются слабые линии металлов. Г=8500 К. Пример: Вега, Сириус.

Класс F – – линии водорода стали слабее, чем у класса А, много линий ионизованных металлов, в частности железа. Т —6600 К. Пример: Канопус, Процион.

Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному.  Т~5500 К. Пример: Капелла, альфа Центавра, Солнце.

Класс К — звезды, более холодные, чем Солнце. Т~  4100 К. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, видны слабые полосы молекул СН и CN. Пример: Арктур.

Класс М — самые холодные звезды. Г~2800 К. Интенсивны линии металлов, а также полосы молекул (особенно окиси титана). В классах R и N видны темные полосы углерода и циана, а в классе S — окиси циркония. Примеры: Бетельгейзе, Антарес, Мира Кита.

Хотя спектральная классификация звезд основана на характеристиках спектральных линий, непрерывный спектр, на фоне которого эти линии наблюдаются, также существенно изменяется при переходе от класса О к классу М.

У горячих звезд О и В усилена синяя часть спектра и слаба красная; звезды F и G-имеют наибольшую интенсивность излучения в желтых лучах, а звезды М светят преимущественно в красной области и крайне мало излучают в синей.

В соответствии с этим изменяется цвет звезд: О и В — голубоватые звезды, А — белые, F и G — желтые, К — красноватые (оранжевые), М — красные.

Классификация, рассмотренная выше, является одномерной, так как основной характеристикой, учитываемой в ней, является температура звезды. Но среди звезд одного и того же спектрального класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они различаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд [2].

2.2. Йеркская классификация с учетом светимости звезд

В 1953 г. была разработана новая, уточненная двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до VII[2], [].

Ia+ или 0 – гипергиганты;

I, Ia, Iab, Ib — сверхгиганты;

II, IIa, IIb — яркие гиганты;

III, IIIa, IIIab, IIIb — гиганты;

IV — субгиганты;

V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности);

VI — субкарлики;

VII — белые карлики.

Новая классификация позволяет определять расстояния до звезд по их спектрам и видимым звездным величинам. Сейчас она является общепринятой и широко используется в астрономии.

2.3 Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (см.

рисунок 1) (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Рисунок 1 – Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Была предложена в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) 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 ядерными 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 [3].

3.         Эволюция звезд

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака.

По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия.

Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти.

Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие.

О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды.

Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет.

Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Звезды класса Gзаканчивают свою жизнь весьма банальным образом.

По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться.

Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия.

В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться.

При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Gпосле истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня.

Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа.

Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные (класса A, B, O) ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс.

При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа.

Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии.

В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны.

И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд класса O, Bпродолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс (класс О), ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

4.    Эволюция солнца

Как и все звёзды, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности.

Когда столь грандиозная масса сжималась, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в её центре смогли начаться термоядерные реакции.

В центральной части температура на Солнце равна 15.000.000 К, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звёздами).

Масса Солнца составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнце состоит из водорода (~73 % от массы и ~92 % от объёма), гелия (~25 % от массы и ~7 % от объёма) и других элементов с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома.

На 1 млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 кислорода, 398 углерода, 123 неона, 100 азота, 47 железа, 38 магния, 35 кремния, 16 серы, 4 аргона, 3 алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также совсем немного всех прочих элементов.

Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см³, то есть равна плотности воды в Мёртвом море.

По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»).

Температура поверхности Солнца достигает 6000 К, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок (при ясном небе, в сумме с голубым оттенком рассеянного света от неба общее освещение объектов на Земле вновь становится белым)[4].

За время жизни – 5 миллиардов лет, в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Где-то столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить.

  Заключение

После того, как запас водорода иссякнет, наше Солнце будет напоминать постоянно расширяющийся воздушный шар или, говоря научными терминами, Красный гигант. При этом будет можно утверждать, что будут полностью уничтожены Венера и Меркурий, а также, скорее всего и Земля, так как при расширении Красные гиганты увеличиваются в размерах в тысячи раз.

В итоге внешние слои Красного гиганта остынут и будут отброшены, оставив лишь ядро звезды или, к тому моменту это уже будет не ядро, а так называемый Белый Карлик, температура которого примерно равна температуре нынешнего Солнца, а вот размеры сопоставимы с размером Земли.

Список литературы.

1.     http://ru.wikipedia.org/wiki/%C7%E2%E5%E7%E4%E0

2.     http://avisdim.narod.ru/diction/J/j20.htm

3.     http://ru.wikipedia.org/wiki/Диаграмма_Герцшпрунга_—_Рассела

4.     http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/SOLNTSE.htm

You have no rights to post comments

Источник: http://ext.spb.ru/2011-03-29-09-03-14/99-student-work/2819--q-q.html

Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Доклад на тему Звезды сообщение

Министерствообразованияи науки РоссийскойФедерации

Санкт-Петербургскаягосударственнаялесотехническаяакадемия им.С.М.Кирова

Факультетэкономики иуправления

Реферат

На тему:«Звезды: ихрождение, жизньи смерть»

Выполнила:Рапенок М.В

ФЭУ(сокр.пр.080109),1 курс

Заочноеотделение

№ з/кн60216

Санкт-Петербург2010г.

Введение

…Ничегонет более простого,чем звезда…

(А. С.Эддингтон)

Каки все тела вприроде, звездыне остаютсянеизменными,они рождаются,эволюционируюти умирают.

Чтобыпроследитьжизненный путьзвезды и понять,как они стареют,необходимознать, как онивозникают. Впрошлом этопредставлялосьбольшой загадкой.Современныеже астрономыуже могут сбольшой уверенностьюподробно описатьпути, ведущиек появлениюярких звездна нашем ночномнебосводе.

1.Основныезвездныехарактеристики

1.1Светимость

Светимостьопределяется,если известнывидимая величинаи расстояниедо звезды. Еслидля определениявидимой величиныастрономиярасполагаетвполне надежнымиметодами, торасстояниедо звезд определитьне так просто.

Для сравнительноблизких звезд,удаленных нарасстояние,не превышающиенесколькихдесятков парсек1,расстояниеопределяетсяизвестным ещес начала прошлогостолетиятригонометрическимметодом, заключающимсяв измеренииничтожно малыхугловых смещенийзвезд при ихнаблюдениис разных точекземной орбиты,то есть в разноевремя года.

Этот методимеет довольнобольшую точностьи достаточнонадежен. Однакодля большинствадругих болееудаленных звездон уже не годится:слишком малыесмещения положениязвезд надоизмерять – меньшеодной сотойдоли секундыдуги. На помощьприходят другиеметоды, значительноменее точные,но, тем не менее,достаточнонадежные.

Вряде случаевабсолютнуювеличину звездможно определитьи непосредственно,без измерениярасстояниядо них, по некоторымнаблюдаемымособенностямих излучения.

По своейсветимостизвезды оченьсильно различаются.Есть звездыбелые и голубыесверхгиганты(их, правда,сравнительнонемного), светимостикоторых превосходятсветимостьСолнца в десяткии даже сотнитысяч раз. Нобольшинствозвезд составляют”карлики”,светимостикоторых значительноменьше солнечной,зачастую втысячи раз.

Характеристикойсветимостиявляется такназываемая”абсолютнаявеличина”звезды. Видимаязвездная величиназависит, с однойстороны, от еесветимостии цвета, с другой- от расстояниядо нее. Звездывысокой светимостьимеют отрицательныеабсолютныевеличины, например-4, -6.

Звезды низкойсветимостихарактеризуютсябольшимиположительнымизначениями,например +8, +10.

1.2 Температура

Температураопределяетцвет звездыи ее спектр.Так, например,если температураповерхностислоев звезд3-4тыс. К., то еецвет красноватый,6-7 тыс. К. – желтоватый.Очень горячиезвезды с температуройсвыше 10-12 тыс. К.имеют белыйили голубоватыйцвет.

В астрономиисуществуютвполне объективныеметоды измеренияцвета звезд.Последнийопределяетсятак называемым”показателемцвета”, равнымразностифотографическойи визуальнойвеличины. Каждомузначению показателяцвета соответствуетопределенныйтип спектра.

У холодныхкрасных звездспектры характеризуютсялиниями поглощениянейтральныхатомов металлови полосаминекоторыхпростейшихсоединений(например, CN, СП,Н20 и др.). По мереувеличениятемпературыповерхностив спектрахзвезд исчезаютмолекулярныеполосы, слабеютмногие линиинейтральныхатомов, а такжелинии нейтральногогелия. Сам видспектра радикальноменяется.

Например,у горячих звездс температуройповерхностныхслоев, превышающей20 тыс. К, наблюдаютсяпреимущественнолинии нейтральногои ионизованногогелия, а непрерывныйспектр оченьинтенсивенв ультрафиолетовойчасти. У звездс температуройповерхностныхслоев около10 тыс. К наиболееинтенсивнылинии водорода,в то время каку звезд с температуройоколо 6 тыс. К.

линии ионизированногокальция, расположенныена границевидимой иультрафиолетовойчасти спектра.

1.3 Спектрызвезд

Исключительнобогатую информациюдает изучениеспектров звезд.Сейчас принятатак называемаягарвардскаяспектральнаяклассификация.В ней десятьклассов, обозначенныхлатинскимибуквами: O,B, A, F,G, K, M.

Существующаясистема классификациизвездных спектровнастолькоточна, что позволяетопределитьспектр с точностьюдо одной десятойкласса. Например,часть последовательностизвездных спектровмежду классамиB и А обозначаетсякак В0, В1… В9, А0 итак далее.

Спектрзвезд в первомприближениипохож на спектризлучающего”черного” телас некоторойтемпературойТ. Эти температурыплавно меняютсяот 40-50 тысяч кельвинову звезд спектральногокласса О до3000 кельвинову звезд спектральногокласса М.

Всоответствиис этим основнаячасть излучениязвезд спектральныхклассов О и Вприходитьсяна ультрафиолетовуючасть спектра,недоступнуюдля наблюденияс поверхностиземли.

Характернойособенностьюзвездных спектровявляется ещеналичие у нихогромногоколичествалиний поглощения,принадлежащихразличнымэлементам.Тонкий анализэтих линийпозволил получитьособенно ценнуюинформациюо природе наружныхслоев звезд.

Различия вспектрах впервую очередьобъясняютсяразличием втемпературахнаружных слоевзвезды. По этойпричине состояниеионизации ивозбужденияразных элементовв наружныхслоях звездрезко отличаются,что приводитк сильным различиямв спектрах.

1.4 Химическийсостав звезд

Химическийсостав наружныхслоев звезды,откуда к нам«непосредственно»приходит ихизлучение,характеризуетсяполным преобладаниемводорода.

Навтором местенаходитсягелий, а обилиеостальныхэлементовсравнительноневелико.

Приблизительнона каждые 10000атомов водородаприходитсятысяча атомовгелия, околодесяти атомовкислорода,немного меньшеуглерода иазота и всеголишь один атомжелеза. Обилиеостальныхэлементовсовершенноничтожно.

Можносказать, чтонаружные слоизвезд – этогигантскиеводородно-гелиевыеплазмы с небольшойпримесью болеетяжелых элементов.

Хотяхимическийсостав звездв первом приближенииодинаков, всеже имеютсязвезды, показывающиеопределенныеособенностив этом отношении.Например, естьзвезда с аномальновысоким содержаниемуглерода, иливстречаютсяобъекты с аномальновысоким содержаниемредких земель.

Если у подавляющегобольшинствазвезд обилиелития совершенноничтожно(приблизительно1011 от водорода),то изредкапопадаются«уникумы», гдеэтот редкийэлемент довольнообилен. Укажемеще на два редкихфеномена.

Естьзвезды, в спектрахкоторых обнаруженылинии не существующегона Земле в«естественном»состоянииэлемента технеция.Этот элементне имеет ниодного устойчивогоизотопа. Самыйдолгоживущийизотоп живетвсего лишьоколо 200 000 лет –срок по звездныммасштабамсовершенноничтожный.

Наконец, известназвезда, в наружныхслоях которойгелий представленпреимущественнов виде редчайшегона Земле изотопа3Не.

1.5 Массазвезд

Астрономияне располагалаи не располагаетв настоящеевремя методомпрямого инезависимогоопределениямассы (то естьне входящейв состав кратныхсистем) изолированнойзвезды. И этовесьма серьезныйнедостатокнашей наукио Вселенной.Если бы такойметод существовал,прогресс нашихзнаний был бызначительноболее быстрым.Массы звездизменяютсяв сравнительноузких пределах.

Очень малозвезд, массыкоторых большеили меньшесолнечной в10 раз. В такойситуации астрономымолчаливопринимают, чтозвезды с одинаковойсветимостьюи цветом имеютодинаковыемассы. Ониопределяютсятолько длядвойных систем.

Утверждение,что одиночнаязвезда с тойже светимостьюи цветом имееттакую же массу,как и ее “сестра”,входящая всостав двойнойсистемы, всегдаследует приниматьс некоторойосторожностью.

Считается,что объектыс массами меньшими0,02 М уже не являютсязвездами. Онилишены внутреннихисточниковэнергии, и ихсветимостьблизка к нулю.Обычно этиобъекты относятк планетам.Наибольшиенепосредственноизмеренныемассы не превышают60 М.

2.Рождениезвезд

Современнаяастрономиярасполагаетбольшим количествомаргументовв пользу утверждения,что звездыобразуютсяпутем конденсацииоблаков газово-пылевоймежзвезднойсреды. Процессобразованиязвезд из этойсреды продолжаетсяи в настоящеевремя. Выяснениеэтого обстоятельстваявляется однимиз крупнейшихдостиженийсовременнойастрономии.

Еще сравнительнонедавно считали,что все звездыобразовалисьпочти одновременномного миллиардовлет назад. Крушениюэтих метафизическихпредставленийспособствовал,прежде всего,прогресснаблюдательнойастрономиии развитиетеории строенияи эволюциизвезд.

В результатестало ясно, чтомногие наблюдаемыезвезды являютсясравнительномолодыми объектами,а некоторыеиз них возниклитогда, когдана Земле ужебыл человек.

Важнымаргументомв пользу выводао том, что звездыобразуютсяиз межзвезднойгазово-пылевойсреды, служитрасположениегрупп заведомомолодых звездв спиральныхветвях Галактики.

Дело в том, чтосогласнорадиоастрономическимнаблюденияммежзвездныйгаз концентрируетсяпреимущественнов спиральныхрукавах галактик.В частности,это имеет местои в нашей Галактике.

Более того, издетальных“радио изображений”некоторыхблизких к намгалактик следует,что наибольшаяплотностьмежзвездногогаза наблюдаетсяна внутренних(по отношениюк центру соответствующейгалактики)краях спирали.

Но именно вэтих частяхспиралей наблюдаютсяметодами оптическойастрономии“зоны Н Н” , т.е.облака ионизованногомежзвездногогаза. Причинойионизации такихоблаков можетбыть толькоультрафиолетовоеизлучениемассивныхгорячих звезд- объектов заведомомолодых.

Мы можемпредставитькартину эволюциикакой-нибудьзвезды следующимобразом. Понекоторымпричинам (ихможно указатьнесколько)начало конденсироватьсяоблако межзвезднойгазово-пылевойсреды. Довольноскоро (по астрономическиммасштабам!) подвлиянием силвсемирноготяготения изэтого облакаобразуетсясравнительноплотный непрозрачныйгазовый шар.

Этот шар ещенельзя назватьзвездой, таккак в его центральныхобластях температуранедостаточнадля того, чтобыначались термоядерныереакции. Давлениегаза внутришара не в состояниипока уравновеситьсилы притяженияотдельных егочастей, поэтомуон будет непрерывносжиматься.

Некоторыеастрономыраньше считали,что такие протозвездынаблюдаютсяв отдельныхтуманностяхв виде оченьтемных компактныхобразований,так называемыхглобул. Успехирадиоастрономии,однако, заставилиотказатьсяот такой довольнонаивной точкизрения. Обычноодновременнообразуетсяне одна протозвезда,а более илименее многочисленнаягруппа их.

Вдальнейшемэти группыстановятсязвезднымиассоциациямии скоплениями,хорошо известнымиастрономам.

Присжатии протозвездытемператураее повышается,и значительнаячасть освобождающейсяпотенциальнойэнергии излучаетсяв окружающеепространство.Так как размерысжимающегосягазового шараочень велики,то излучениес единицы егоповерхностибудет незначительным.

В дальнейшемпротозвездапродолжаетсжиматься. Ееразмеры становятсяменьше, а поверхностнаятемпературарастет, вследствиечего спектрстановитсявсе более ранним.

Таким образом,двигаясь подиаграмме”спектр – светимость”,протозвездадовольно быстро”сядет” наглавную последовательность.В этот периодтемпературазвездных недруже оказываетсядостаточнойдля того, чтобытам началисьтермоядерныереакции.

Приэтом давлениегаза внутрибудущей звездыуравновешиваетпритяжение,и газовый шарперестаетсжиматься.Протозвездастановитсязвездой.

3.Какустроена звездаи как она живет

Звёздыне останутсявечно такимиже, какими мыих видим сейчас.Во Вселеннойпостояннорождаются новыезвёзды, а старыеумирают. Чтобыпонять, какэволюционируетзвезда, какменяются стечением времениеё внешниепараметры —размер, светимость,масса, необходимопроанализироватьпроцессы, протекающиев недрах звезды.

А для этогонадо знать, какустроены этинедра, их химическийсостав, температуру,плотность,давление. Нонаблюдениямдоступны лишьвнешние слоизвёзд — их атмосферы.Проникнутьвглубь дажеближайшейзвезды — Солнца— мы не можем.Приходитсяприбегать ккосвеннымметодам: расчётам,компьютерномумоделированию.

При этом пользуютсяданными о внешнихслоях, известнымизаконами физикии механики,общими как дляЗемли, так идля звёздногомира.

Условияв недрах звёздзначительноотличаютсяот условий вземных лабораториях,но элементарныечастицы — электроны,протоны, нейтронытам те же, чтои на Земле. Звёздысостоят из техже химическихэлементов, чтои наша планета.Поэтому к нимможно применятьзнания, полученныев лабораториях.

Наблюденияпоказывают,что большинствозвёзд устойчивы,т. е. они заметноне расширяютсяи не сжимаютсяв течение длительныхпромежутковвремени.

Определениехимическогосостава и физическихусловий в центральныхчастях звёздпозволилорешить вопрособ источникахзвёздной энергии.При температуре10–30 млн.

градусови наличии большогочисла ядерводорода протекаюттермоядерныереакции, в результатеобразуютсяядра различныххимическихэлементов.

Невсе возможныеядерные реакциизаслуживаютроль источниковзвёздной энергии,а только такие,которые выделяютдостаточнобольшую энергиюи могут продолжатьсяв течение несколькихмиллиардовлет жизни звезды.

Срокжизни звездынапрямую зависитот её массы.Звёзды с массойв 100 раз большесолнечной живутвсего несколькомиллионов лет.Если массасоставляетдве-три солнечных,срок жизниувеличиваетсядо миллиардалет.

ВозрастСолнца примерно4,5–5 млрд. лет, иза это времяоно почти неизменило своегоразмера и яркости.

Астрономыне в состояниипроследитьжизнь однойзвезды от началаи до конца. Дажесамые короткоживущиезвёзды существуютмиллионы лет— дольше жизнине только одногочеловека, нои всего человечества.

Однако учёныемогут наблюдатьмного звёзднаходящихсяна самых разныхстадиях своегоразвития, —только чтородившиесяи умирающие.

По многочисленнымзвёздным портретамони стараютсявосстановитьэволюционныйпуть каждойзвезды и написатьеё биографию.

Жизненныйпуть звездыдовольно сложен.В течение своейистории онаразогреваетсядо очень высокихтемператури остывает дотакой степени,что в её атмосференачинаютобразовыватьсяпылинки. Звездарасширяетсядо грандиозныхразмеров, сравнимыхс размерамиорбиты Марса,и сжимаетсядо несколькихдесятков километров.Светимостьеё возрастаетдо огромныхвеличин и падаетпочти до нуля.

Жизньзвезды не всегдапротекаетгладко. Картинаеё эволюцииусложняетсявращением,иногда оченьбыстрым, напределе устойчивости(при быстромвращении центробежныесилы стремятсяразорватьзвезду). Некоторыезвёзды обладаютскоростьювращения наповерхности500–600 км/с. Для Солнцаэта величинасоставляетоколо 2 км/с.

Солнце— звезда относительноспокойная, нодаже оно испытываетколебания сразличнымипериодами, наего поверхностипроисходятвзрывы и выбросывещества. Активностьнекоторыхдругих звёзднесравнимовыше. На определённыхэтапах своейэволюции звездаможет статьпеременной,начав регулярноменять свойблеск, сжиматьсяи опять расширяться.А иногда назвёздах происходятсильные взрывы.

Когда взрываютсясамые массивныезвёзды, их блескна короткийсрок можетпревысить блесквсех остальныхзвёзд галактикивместе взятых.

Посовременнымпредставлениям,жизненный путьодиночнойзвезды определяетсяеё начальноймассой и химическимсоставом. Чемуравна минимальнаявозможная массазвезды, мы суверенностьюсказать неможем. Дело втом, что маломассивныезвёзды оченьслабые объектыи наблюдатьих довольнотрудно.

Теориязвёздной эволюцииутверждает,что в телахменьше чемсемь-восемьсотых долеймассы Солнцадолговременныеатомные реакцииидти не могут.Эта величинаблизка к минимальноймассе наблюдаемыхзвёзд, их светимостьменьше солнечнойв десятки тысячраз.

Температурана поверхностиподобных звёздне превосходит2–3 тысячи градусов,это багровокрасные карлики.

В звёздахбольшой массы,напротив реакциипротекают согромной скоростью.

Если массарождающейсязвезды превышает50–70 солнечныхмасс, то послезагораниятермоядерноготоплива чрезвычайноинтенсивноеизлучение своимдавлением можетпросто сброситьизлишек массы.

Через несколькомиллионов лет,а может бытьи раньше, этизвёзды могутвзорваться,как сверхновые(так называютвзрывающиесязвёзды с большойэнергией вспышки).

Важнуюроль в жизнизвезды играетмагнитное поле.С магнитнымполем связаныпрактическивсе проявлениясолнечнойактивности:пятна, вспышки,факелы и др. Назвёздах, магнитноеполе которыхсильнее солнечного,эти процессыпротекают сбольшей интенсивностью.

В частности,переменностьблеска некоторыхтаких звёздобъясняютпоявлениемпятен, аналогичныхсолнечным, нозакрывающихдесятки процентових поверхности.Однако физическиемеханизмы,обуславливающиеактивностьзвёзд, ещё недо конца изучены.

Наибольшейинтенсивностимагнитные полядостигают накомпактныхзвёздных остаткахбелых карликахи особеннонейтронныхзвёздах.

4.Звездыумирают

Превращение,«выгорание»,водорода вгелий притермоядернойреакции происходитв центральныхобластях звезды,в условияхвысоких температур.

В наружныхобластях звездыводород не«выгорает»из-за низкойтемпературыи низком давлении.Так как количествоводорода вцентральныхобластях звездыограничено,рано или поздно(в зависимостиот массы звезды)он практическивесь «выгорит».При этом процессемасса и радиусцентральнойобласти звездыуменьшаются.

Чтопроизойдет,когда реакция«гелий-углерод»исчерпает себя,выгорит весьгелий, а так жепрекратитсяядерная реакция«водород-гелий»в тонкой оболочкеядра?

Звездыс массами до1,4 масс Солнца,существеннуючасть своеймассы, образующуюих наружнуюоболочку,”сбрасывают”.(см.рис.1.) Через несколькодесятков тысячлет, мгновениев космическихмасштабах,оболочка рассеиваетсяи остаетсянебольшая,очень горячаяи плотная звезда.Медленно остывая,она превращаетсяв «белого карлика»(белый – то естьочень горячий).

«Белыекарлики» какбы «вызревают»в недрах «красныхгигантов».«Белые карлики»,в которых весьводород выгорели ядерные реакциипрекратились,представляютсобой, видимо,последний этапэволюции звезды.

Постепенноостывая, ониизлучают всеменьше и меньшеэнергии, светимостьпадает, гравитационныесилы сжимаютвещество.

«Белыекарлики» постепеннопереходят вразряд «черныхкарликов» -холодных звездогромной плотностии небольшогоразмера (порядказемного примассе порядкасолнечной).Этот процессдлится сотнимиллионов лет.

Такпрекращаетсвое существованиебольшинствозвезд. Однакофинал жизнизвезд, массыкоторых превышаютсолнечную,может бытьиным. Некоторыезвезды наопределенномэтапе своейэволюции взрываются.В этих случаяхговорят о вспышке«сверхновой».

Вспышка«сверхновой»звезды – весьмаредкое явление.В больших звездныхсистемах, подобныхнашей Галактике,вспышке «сверхновых»происходятв среднем разв сто лет.

Существуетнесколькогипотез о причиневзрывов звезд,наблюдаемыхкак «сверхновые».Единой точкизрения нет.Возможныйвариант –катастрофическибыстрое выделениепотенциальнойэнергии гравитационныхсил при резкомсокращенииразмеров ядра.

Еслизвезды с массойменьше 1,4 массыСолнца могутпреодолетьэтап эволюцииот протозвездык «красномугиганту» и«белому карлику»,то звезды, укоторых массасоставляетот 1,4 до 2, 5 массСолнца, не могутперейти в устойчивоесостояние«белого карлика».

После сбросаоболочки оникатастрофическибыстро сжимаютсядо размеровпорядка 10 км.При этом скоростьвращения должнарезко возрасти.Теоретическиерасчеты показывают,что такие звездысостоят извещества плотностьюдо 1015 г/см3.

Это уже «плотноупакованные»нейтроны, образующиенейтронныезвезды (см. рис.1).

Первоначальнаятемператураповерхностинейтроновзвезды – сотнимиллионовградусов (домиллиарда).Однако звездабыстро остывает.Даже в случаевысокой температурыповерхностинейтроннаязвезда являетсяочень сложнымобъектом длянаблюденияиз-за малыхразмеров. Тоесть пытатьсяобнаружитьнейтронныезвезды по тепловомуи электромагнитномуизлучениюбесполезно.

Еслив ядре звезды«выгорел» весьводород, тодавление газав ядре не можетуравновеситьгравитационныесилы при массезвезды, превышающейнекоторыйпредел (по разнымоценкам от 2,5до 10 масс Солнца).

Звезданачинает сжиматьсяс огромнойскоростью,плотностьвещества начинаетрезко расти.Через оченькороткое время(секунды!) звездаможет превратитьсяв сверхплотнуюточку, будетраздавленасвоей собственноймассой – гравитационныйколлапс. Такойобъект называютгравитационноймогилой, иличерной дырой.

Превратившисьв черную дыру,небесное телоне исчезаетиз Вселенной.Черная дырапоглощаетсветовые лучи,идущие от неена более значительноерасстояние.Черная дыраможет вступатьв гравитационноевзаимодействиес другими телами:она может удерживатьоколо себяпланеты илиобразовыватьс другой звездойдвойную систему.

Чернуюдыру невозможноувидеть. Затовозможно, наблюдаяза движениемзвезд, выявить(по «смещению»спектра излучения)направленияи величины ихскоростей.Сегодня известнонесколько точекво Вселенной,к которым сходятсявектора скоростейокружающихзвезд. Возможно,в этих точкахнаходятсячерные дыры.

Отметим,что одиночнаязвезда не можетнакопить массу,превышающую100 солнечныхмасс. При такихмассах звездырадиационноедавление изнутризвезды приведетк взрыву. Непосредственныминаблюдениямизвезды с массамиболее 75 массСолнца не обнаружены.Звезды с массамиболее чем 25 массСолнца неустойчивыи теряют газпод действиемрадиационногодавления илипри взрывныхпроцессах.

Заключение

Запериод немногимболее двухстолетийпредставлениео звёздах изменилоськардинально.Из непостижимодалёких и равнодушносветящихсяточек на небеони превратилисьв предметвсестороннегофизическогоисследования.

Благодаряразвитиюнаблюдательныхтехнологий,астрономыполучили возможностьисследоватьне только видимое,но и невидимоеглазу излучениезвёзд. Сейчасуже многоеизвестно обих строениии эволюции,хотя немалоостаётся инепонятного.

Списоклитературы

ШкловскийИ.С. Звезды: ихрождение, жизньи смерть. – 3-еизд., перераб.-М.: Наука, редакцияфизико-математическойлитературы,1984-384с.

ТомилинА.Н. Тайны рождениязвезд и планет.– М.: Просвещения,2008 – 176с.

БабушкинА.Н. Современныеконцепцииестествознания:лекции. 3-е изд.,испр. и доп. –СПб.: издательство«Лань», 2002-160с.

ЧернинА.Д. Звезды ифизика – М.: Наука. редакцияфизико – математическойлитературы,1984 – 160с.

1Парсек—распространённаяв астрономиивнесистемнаяединица измерениярасстояния.

Источник: https://xreferat.com/1/15-1-zvezdy-ih-rozhdenie-zhizn-i-smert.html

Доклад-сообщение на тему Звезды 2, 3, 5, 11 класс

Доклад на тему Звезды сообщение

Посмотрев ночью на безоблачное небо, можно увидеть невероятную картину звездного неба. Более тысячи звёзд собираются в различные фигуры, заставляя всех наслаждаться прекрасными видами. Ещё давно, многие считали, что небо украшают не звезды, а фонарики, подвешенные на небесный склон, на невидимых ниточках. 

Для того, чтобы понять, что такое звезды, нужно всего лишь вспомнить о Солнце. Наше небесное светило – яркий пример всех представителей звёзд. Но тогда возникает вопрос: почему Солнце такое большое, а звезды обладают малым размером? Это все зависит от расстояния. Солнце расположено близко к нашей планете и именно поэтому является таким большим. 

Теперь поговорим о созвездиях. На небе расположено множество различных фигур, которые стали называться созвездиями. С древних времён, люди видели различных зверей и героев из мифов, которые собираются к ночи на небосклоне. С помощью Полярной звезды, находящейся в созвездии Малой Медведицы, любой человек сможет сориентироваться на местности. 

Точное количество звёзд определить конечно же невозможно. По утверждениям ученых, только в одной нашей галактике под названием «Млечный путь», расположено более 100 миллиардов звёзд! Но если говорить о том, сколько звёзд видно с нашей планеты, то это количество не превысит 5 тысяч. 

Говоря о звездах, можно услышать такое понятие как «сверхновая звезда». Звезды, которым уже очень много лет, начинают гореть ярче прежнего и через некоторое время, принято говорить, что происходит взрыв сверхновой звезды. При таком взрыве, выбрасываемся огромное количества вещества.

Рождение, строение звёзд, созвездия на небе – все это изучаемся такая наука как астрономия. Изучая эту науку, ваша жизнь наполнится красками и жить станет намного интереснее. С каждым днём, ученые стараются постигать и открывать все новые и новые звёзды.

Вариант №2

Наверное, про то, что человеку очень хорошо известно о звездах никто не может сказать уверенно и точно.

Их постоянно изучают астрономы, и даже они до конца не изучили звезды и всегда остается огромное количество тайн и секретов, которые еще придется выяснить. Даже порой астрономам для того чтобы добраться до звезд приходится немного постараться и попотеть.

Но все равно при помощи различных технологий астрономы узнали про звезды огромное количество информации и поделились со всеми остальными людьми.

Наверное, нет такого человека, который бы не знал о том, что на небе имеются точки, которые светятся и что это на самом деле действительно звезды. А вот раньше наличие звезд люди воспринимали по-разному. Одни думали, что у них над головой находится большой купол.

Другие думали, что это просто боги, которые подглядывают за ними для того чтобы те не совершили ничего плохого. И были даже те, кто считал, что звезды это различные отверстия, через которые свет попадает на землю. И только спустя некоторое время стало понятно, что это действительно звезды.

А ведь звезды всегда были интересны людям, и им хотелось очень многое узнать о них.

https://www.youtube.com/watch?v=przbFWTk0TI

А теперь давайте разберемся, из чего именно произошли звезды? В атмосфере есть космические газопылевые облака, а также разные пылинки, которые постоянно собираются вместе. Их становится все больше и больше.

И все пылинки образуют форму шара. Поскольку масса тоже растет, то и растет сила тяготения. И при этом вся скопившаяся пыль сжимается и разогревается.

Когда они становятся слишком горячие, то при этом появляется новая звезда.

Потом люди увидели, что звезда это огненный шар. Но почему тогда она всегда горит и ни на минуту не гаснет? Это получается, потому что внутри звезды образуется огромное количество водорода. А в ядре он превращается в гелий. Из всего этого вырабатывается энергия, которая образует свет. Именно поэтому звезда не гаснет, потому что внутри нее постоянно происходят различные реакции.

Иногда когда смотришь на звезды, кажется, что они немного подмигивают вам. И причиной этому является атмосфера. Звезда излучает свет, именно этим она и отличается от планет.

Каждая звезда разная. У нее разная не только форма, но еще и размер, масса или температура. Ученые доказали, что существует огромное количество разных звезд.

Есть на небе красные карлики. Они являются самыми знаменитыми в нашей галактике. Они излучают не очень-то яркий цвет.
Чем меньше масса звезды, тем меньше она продержится на небе и быстрее исчезнет. Есть специальная диаграмма для каждой звезды при помощи, которой можно проследить всю жизнь звезды от рождения до упадка

2, 5,11 класс

Популярные темы сообщений

  • Пенсионный фондПенсионный фонд (ПФ) – крупнейшая структура государства, занимающаяся социальными выплатами населению. Пенсионный фонд создан в 1990 г. Его главными задачами являлись сбор страховых взносов,
  • ПерунПерун – бог-громовержец, он способен создавать сильнейшие грозы и метать молнии. Защитник справедливости и грозный борец со злом оберегает Явь от существ из Нави. Также Перун почитался как покровитель воинов,
  • Пума (место обитания, чем питаются)Пума одно из самых красивых и сильных представителей семейства кошачьих. Их еще называют горными львами или кугуарами. Это довольно крупное животное. В длину пума может достичь до двух метров, а высота достигает одного метра.

Источник: https://more-dokladov.ru/doklad-soobshchenie/geografiya/zvezdyi-2-3-5-11-klass

Доклад на тему Звезды сообщение

Доклад на тему Звезды сообщение

Невозможно описать, какое приятное чувство возникает, когда смотришь на ясное ночное небо. Ведь оно полно звёзд и все они отличаются своей яркостью и до сих пор вызывают у людей множество вопросов. И это вполне естественно, потому что никто из людей не сможет до конца узнать жизнь небесной россыпи.

Что такое звезда?

Звезда – это огонь Вселенной. Звезда – это шар огромных размеров, который излучает свет и тепло, состоящий в основном из водорода и гелия. Почему же огонь Вселенной? Причина в том, что температура звёздной поверхности достигает 22 000 градусов по Цельсию. Небесные светила чрезвычайно раскалены. Хорошим примером служит Солнце – ближайшая к Земле звезда.

Сколько на небе звёзд?

Если покинуть освещённое место, покинуть крупные города и выйти в поле, то можно заметить, что на небе мириады звёзд (по крайней мере, так кажется). Но их гораздо больше.

Как невозможно сосчитать песок на морском берегу, так и невозможно узнать точное количество звёзд на небе.

Недавнее исследование показало, что общее количество звезд может составлять приблизительно 300 секстиллионов (300 000 000 000 000 000 000 000).

До сих пор открывают всё новые и новые галактики со своими новыми небесными телами. У исследователей создаётся впечатление, что это никогда не закончится.

Звездопад

Часто, посмотрев на небо ночью, можно увидеть падающие звёзды. О них даже гласят легенды, будто бы если успеть загадать желание до того как звезда упадёт на Землю, оно непременно сбудется.

Но мало кто знает и понимает, что на самом деле это не звездопад, а падающие метеориты из космоса. Просто когда они сталкиваются с атмосферой Земли, они начинают раскаляться и гореть.

Из-за этого метеориты становятся похожими на звёзды.

Интересные факты

  • Самым известным небесным телом является Полярная звезда, которая никогда не меняет своего истинного положения и считается частью созвездия Малой медведицы. В любое время звезда будет указывать на Север. Полярная звезда относится к звёздам – гигантам.
  • Чем больше радиус звезды, тем меньше срок её жизни.
  • Складывается впечатление, что звёзды находятся недалеко от нас. Но если добираться до самой ближайшей звезды на самом быстром и современном корабле потребуется 70 000 лет.

Сообщение про Звезды

Звездами называют огромные раскаленные шары газа. Главными характеристиками являются излучение света благодаря протекающим внутри них термоядерным реакциям.

Образования звезд начинается в облаках из газа и пыли. Основными составляющими этих небесных тел обычно являются водород и гелий. Гравитационное сжатие помогает звездам сформироваться. Температура начинает расти почти с самого начала образования, и при достижении определенной отметки, формирование прекращается. Возраст колеблется от нескольких миллионов до миллиардов лет.

Ученые выделяют две главные характеристики у звезд – массу и состав. По этим параметрам можно выяснить оставшиеся характеристики.

Если звезда является частью двойной системы, то ее массу можно определить более или менее точно с использованием 3-его закона Кеплера. В других случаях массу можно определить через светимость.

Водород и гелий занимает большую часть состава, на все остальные элементы приходится несколько процентов. Термоядерные реакции проходят благодаря превращению водорода в гелий. Эти 2 компонента служат для звезды своеобразным топливом. Остальные составляющие влияют на скорость реакций, цвет и яркость звезды.

В строение звезд входят 3 компонента. Ядро занимает центр звезды и является местом, где проходят реакции. Второй зоной является конвективная зона. Название она получила из-за использования конвекции для переноса энергии. Еще одним компонентом является лучистая зона, переносящая энергию благодаря излучению фотонов. В зависимости от размера звезды после ядра может следовать лучистая зона.

У каждой звезды есть своя величина – ее яркость. Самые яркие звезды имеют самые маленькие значения. Звезда с величиной 1 в 10 раз ярче звезды с величиной 2. Ярчайшая звезда неба, Сириус, имеет величину -1,46. Звезды с величиной больше 8, без приборов не рассмотреть.

Температуру звезд можно определить по цвету. Самые горячие звезды мы видим сине-голубыми. Звезды с самой низкой температурой имеют красный цвет. По температуре звезды разделены на 6 классов.

Классифицируют звезды на 14 классов. Учитывают при этом параметры их величины, размера, массы, химического состава и переменности блеска. Самым многочисленным классом является класс звезд главной последовательности.

Звездные системы содержат 4 класса. Они могут иметь двойную, тройную и большую кратность, могут быть одиночными. Самые распространенными системами являются двойные системы.

2, 4, 11  класс

  • Песок полезное ископаемое

    Песок – одно из самых распространенных ресурсов, имеющихся на нашей планете. Песок образовался из древних осадочных горных пород, которые прошли многомиллионый путь измельчения

  • Слон

    Слон – это животное, которое является ключевой фигурой для животного мира. По большей части они распространены на территории Африки и вообще являются типично африканскими животными

  • Симметрия в природе

    Симметрия имеет фундаментальный и универсальный характер, проявляя свою всестороннюю природу на всех этапах эволюции материи, во всех областях знания и повсюду в человеческой практике.

  • Брюхоногие моллюски

    Практически все брюхоногие имеют раковину закрученного типа. Но, так же есть представители вообще не имеющие раковины. К таким относится, например, слизняк.

  • История Древнего мира

    ревним миром называют начальный период человеческой истории, условно разделяющийся на

  • Маресьев Алексей

    Алексей Петрович Маресьев (1916-2001 гг.) относится к знаменитым героям Великой Отечественной войны, прославившимся своим самоотверженным подвигом в боях с фашистскими захватчиками.

Источник: https://doklad-i-referat.ru/soobshchenie/astronomiya/zvezdy-4-2-11-klass

Referat-i-doklad
Добавить комментарий