Реферат - Эволюция звезд - файл n1.doc

Реферат - Эволюция звезд
скачать (275.5 kb.)
Доступные файлы (1):
n1.doc276kb.07.07.2012 03:35скачать

n1.doc



Контрольная работа

по дисциплине «Естествознанию»

Вариант «Эволюция звезд»

Содержание
1. Введение – 3ст.

2. Что такое эволюция звезд – 3ст.

3. Рождение звезд – 4ст.

4. Эволюция звезд – 6ст.

5. Звезды, изменяющие блеск – 8ст.

6. Спектральный анализ – 11ст.

7. Планетообразование – 15 ст.

8. Расстояния до звезд – 17 ст.


9. Заключение – 19 ст.

10. Используемая литература – 20 ст.




Введение
Изучение строения и эволюции звезд является важнейшей классической частью астрономии.

На каждом этапе развития физики теория звезд обогащалась новыми физическими принципами. Теория тяготения, термодинамическая теория уравнения состояния газов, теория теплового излучения, лучистого и конвективного переноса энергии - таков первый круг физических знаний, использованный к началу века при построении теории звезд. Эти знания пополнялись и в дальнейшем в связи с квантовой теорией атомов и ионов и уточнением их оптических свойств, а также теорией вырожденного электронного газа. Главным новшеством XX в. было понимание источника энергии звезд, связанное с развитием ядерной физики. За этим следует создание общей теории относительности и выяснение ее астрономических следствий.

Однако не физика, а сама астрономия, именно наблюдательная астрономия, явилась главным источником наших сведений о звездах. Победное шествие астрономии началось с изучения солнечной системы. Определение астрономической единицы, т.е. расстояния от Земли до Солнца, дало возможность определить массу и светимость этой ближайшей к нам звезды. Вскоре были определены расстояния до других звезд, что позволило найти их параметры. Большую роль сыграло изучение двойных звезд.

Современная астрономия особенно заинтересована бурными катастрофическими процессами взрыва звезд и получающимися при этом нейтронными звездами и коллапсировавшими телами - черными дырами. Рентгеновские телескопы, выведенные за пределы атмосферы, обнаружили звезды, которые в рентгеновском диапазоне излучают энергии в сотни тысяч раз больше, чем Солнце во всех диапазонах. Еще ранее были обнаружены радиопульсары - вращающиеся с огромной скоростью нейтронные звезды.

Что такое эволюция звезд
Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. За такие колоссальные промежутки времени звезда претерпевает значительные изменения.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газового шара возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно тяжела, возрастающая при этом температура может вызвать термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Выход из положения кроется в изучении множества звёзд, каждая, из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.
Рождение звезд
По прошествии, какого – то времени материя неравномерно распределится в пространстве. Под действием гравитации в сгустках водородных облаков будут зарождаться звезды. Процесс этот неравномерный во времени. Еще до сих пор в нашей галактике есть водородные облака – строительный материал для новых звезд. Есть молодые звезды, которые только начали свой эволюционный путь. Водородное облако под действием гравитации сгруппируется в объект – протозвезду. И когда значения массы, давления, температуры будет достаточно, чтобы начался термоядерный синтез более тяжелых элементов, чем водород – звезда засветится. Начнется этап эволюции материи внутри звезды, и вместе с этим эволюционный путь в развитии самой звезды.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых “ассоциаций”) в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных “радио изображений” некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не будем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии “зоны Н Н”, т.е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд — объектов заведомо молодых.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях” перейти в излучение. Как мы увидим, ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов) .

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратится в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 1052 эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце "израсходовало" не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.

При сжатии протозвезды температура ее повышается, и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана — Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме "спектр — светимость" такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т.е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет вследствие чего спектр становится все более ранним. Таким образом, двигаясь по диаграмме "спектр — светимость", протозвезда довольно быстро "сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение, и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Эволюция звезд
Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.

Б 5966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т.е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали "подходящее" имя "мистериум". Однако "мистериум" очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев" — "небулия" и "короння". Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению, с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам — "небулию" и "коронию". В 1939—1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии "корония" принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция.

Если для "развенчания" "небулия" и "корония" потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия стало ясно, что линии "мистериума" принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных условиях.

Итак, источники "мистериума" — это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах — в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление излучения в линиях благодаря такому эффекту 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 (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянно действующей "накачки" мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма "накачки" космических мазеров, пока еще окончательно не решен. Однако, скорее всего "накачкой" служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом “накачки” могут быть некоторые химические реакции.

Механизм "накачки" этих мазеров пока еще не совсем ясен, все же можно составить себе грубое представление о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию 18 см. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотны: в кубическом сантиметре там имеется, по крайней мере, 108—109 частиц, причем существенная (а может быть и большая) часть их — молекулы. Температура вряд ли превышает две тысячи градусов, скорее всего она порядка 1000 градусов. Эти свойства резко отличны от свойств даже самых плотных облаков межзвездного газа. Учитывая еще сравнительно небольшие размеры облаков, мы невольно приходим к выводу, что они скорее напоминают протяженные, довольно холодные атмосферы звезд — сверхгигантов. Очень, похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя стадия развития протозвезд, следующая сразу за их конденсацией из межзвездной среды. В пользу этого утверждения (которое автор этой книги высказал еще в 1966 г.) говорят и другие факты. В туманностях, где наблюдаются космические мазеры, видны молодые горячие звезды. Следовательно, там недавно закончился и, скорее всего, продолжается и в настоящее время, процесс звездообразования. Пожалуй, самое любопытное это то, что, как показывают радиоастрономические наблюдения, космические мазеры этого типа как бы "погружены" в небольшие, очень плотные облака ионизованного водорода. В этих облаках имеется много космической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие "коконы" ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них. При исследовании процессов звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвездное поглощение света не так существенно.

Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуются несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше. Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивный сгусток, между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близости от "новорожденной" горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший в сгустки водород "кокона". Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем уточняться, причем, конечно, в нее будут внесены существенные изменения. Но факт остается фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего — сравнительно короткое) новорожденные протозвезды, образно выражаясь, "кричат" о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т.е. мазерами) .

Оказавшись на главной последовательности и перестав сжигаться, звезда длительно излучает практически, не меняя своего положения на диаграмме "спектр - светимость". Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме "спектр - светимость", где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме "спектр- светимость". Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда "ляжет" на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов. Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность, и она довольно быстро расходует запасы своего водородного "горючего". Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10—15 млрд. лет.

"Выгорание" водорода (т.е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограниченно, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь "выгорит". Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается на диаграмме "спектр - светимость" вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд.

Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре "выгорит"? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура, и давление не могут поддерживаться там, на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название "вырожденного". Он обладает рядом интересных свойств. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Звезда как бы "разбухает", и начнет "сходить" с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость.
Звезды, изменяющие блеск
Как сообщает древнеримский историк Плиний Старший, около 134 г. до н.э. в созвездии Скорпиона наблюдалась вспышка новой звезды. Заинтересовавшись этим, крупнейший астроном древнего мира Гиппарх решил переписать все звезды, чтобы можно было обнаружить появление новых звезд в будущем.

Знаменитый звездный каталог Гиппарха насчитывал около 500 звезд. В нем не только было описано положение звезд в созвездиях, но и указывалось, какая из них и насколько ярче или слабее соседних. Для этой цели Гиппарх распределил звезды на шесть классов по их блеску. Самые яркие получили наименование звезд 1-й величины, а самые слабые видимые глазом - 6-й. Звезды 2-й величины выглядели слабее звезд 1-й величины на столько же, на сколько звезды 2-й величины выглядели ярче звезд 3-й величины и т. д.

Впоследствии, уже в XIX в., выяснилось, что такое подразделение звезд по величинам отражает логарифмический характер восприятия силы света человеческим глазом: если блеск звезд ослабевает в геометрической прогрессии, то глаз это ощущает как ослабление светового воздействия в арифметической прогрессии, т. е. как убывание блеска на постоянную величину. Поскольку звезды 6-й величины на пять величин слабее по блеску звезд 1-й величины, причем количество света, приходящее от них, различается в сто раз, то из этих установленных наблюдениями фактов можно вычислить, что знаменатель геометрической прогрессии, на котором Гиппарх интуитивно основал систему звездных величин, равнялся 2.512. Иными словами, мы получаем изменение на одну величину при уменьшении блеска в 2.512 раза.

Итак, блеск в звездных величинах - это выражение в логарифмической шкале меры световой энергии звезды, принимаемой глазом в единицу времени, а математически - это величина, пропорциональная логарифму освещенности.

Пусть освещенность, создаваемая первой звездой, будет E1, а второй - E2. Тогда разность их блеска в звездных величинах будет выражаться так называемой формулой Погсона: m1 - m2 = - 2.5 lg E1/E2, где m1 - звездная величина первой, а m2 - второй звезды.

Это простое соотношение между звездными величинами и освещенностями составляет основу звездной фотометрии, т.е. методов точного измерения блеска звезд. Теперь астрономы умеют измерять блеск звезд очень точно, и звездная величина записывается с одним или двумя знаками после запятой и отмечается значком m.

В 1610 г. Галилей впервые направил на небо телескоп. С этого момента началась триумфальная эпоха телескопической астрономии. В телескопы астрономы увидели бесчисленные множества звезд, бывших ранее неизвестными из-за слабого блеска. Выяснилась природа Млечного Пути. Эта светящаяся полоса, как бы поясом охватывающая небо, оказалась состоящей из слабых звезд. Дальнейшее изучение Млечного Пути показало, что наше Солнце и все видимые простым глазом звезды тоже принадлежат этому большому облаку звезд, называемому теперь Галактикой (от греческого галактос - млечный).

Около столетия назад начали применять фотографирование небесных светил. Телескоп стал служить гигантским фотоаппаратом. Оказалось, что фотографирование сочетает ценнейшие качества, какими не обладают даже многие новейшие средства наблюдений. Оно позволяет быстро, документально точно и подробно зарегистрировать явление и окружающие его детали. Другие новые средства наблюдений: спектроскопия, фотоэлектроника, телевизионная и радиоастрономическая техника - наиболее успешно применяются совместно с фотографией.

С появлением фотографии определение блеска звезд стало проводиться фотографическим способом. Однако следует отметить, что наш глаз, фотопластинки и фотоэлементы по-разному чувствительны к синим, желтым и другим лучам. Глаз, например, лучше воспринимает желтые, а фотопластинка - синие, а у фотоэлементов чувствительность к цвету излучения зависит от химического состава вещества фотоэлемента.

В результате получается, что звезды голубоватого цвета на снимках выходят более яркими по блеску, чем они оценены с помощью глаза. Чтобы учесть это различие, фотографирование звезд проводят на изопанхроматических пластинках со специальными желтыми светофильтрами, позволяющими имитировать "визуальное" цветовосприятие, характерное для глаза. Блеск большинства светил сейчас измерен в синих лучах в так называемых фотографических звездных величинах в отличие от оценок в желтых лучах (визуальные звездные величины). Разность фотографической и визуальной звездных величин светила называется его показателем цвета. Для голубоватых звезд он отрицателен, для белых близок к нулю, т. е, блеск таких звезд в тех и других лучах одинаков. Для желтых и красных звезд показатель цвета положителен.

Нам теперь следует оговорить, что вспышки новых звезд наблюдались и до Гиппарха. Древнейшие из дошедших до нас сведений о них относятся, по-видимому, к четвертому тысячелетию до нашей эры. В древние времена внимание к необычным небесным явлениям было не случайным. Тогда существовало убеждение, что небесные явления - это знаки, предсказывающие важные события в жизни государств и людей. Наблюдение за небом носило характер важного государственного мероприятия. Заметки древних астрономов, бывших поневоле и астрологами, служат источником информации о небесных явлениях, происходивших много веков назад.

В эпоху телескопической астрономии были обнаружены разнообразные по свойствам звезды, изменяющие блеск. Они получили название переменных. Новые звезды также являются одним из классов переменных звезд. Важнейшей характеристикой любой переменной звезды является так называемая кривая блеска, т. е. график изменения ее блеска со временем. Переменные звезды по характеру причин переменности блеска подразделяются на две группы: на физические переменные и затменные переменные. У первых изменение блеска вызвано внутренними физическими причинами, вторые же являются разновидностью так называемых двойных звезд.

Физические переменные по характеру подразделяются на три группы: пульсирующие, эруптивные и взрывные. Пульсирующие звезды периодически изменяют блеск, что отражает колебания размеров их газовых шаров. Наиболее важный класс пульсирующих звезд - цефеиды, пульсация которых отличается строгой периодичностью. Наблюдениями обнаружено, что чем длиннее период изменения блеска цефеиды, тем больше мощность ее излучения. Поэтому по видимому блеску и длине периода пульсации цефеиды можно определять расстояние до нее.

К эруптивным переменным относятся звезды, прожившие малую долю своей жизни, с нерегулярными во времени и по величине изменениями блеска вследствие происходящих в них взрывных процессов умеренной силы (эрупций).

Наконец, взрывные переменные - это звезды "на склоне лет", в которых происходят внезапные освобождения большого количества энергии в механической и тепловой формах (взрывы), что на некоторое время во много раз увеличивает их блеск. В порядке убывания мощности вспышки различают: сверхновые, новые, карликовые новые или переменные типа U Близнецов и новоподобные переменные. Вспышки звезд трех последних классов носят циклический характер, т. е. могут повторяться через некоторые промежутки времени.

Остановимся теперь на двойных звездах. По способу выявления их двойственности они подразделяются на визуально-двойные, спектрально-двойные и затменные переменные. И спутник, и главная звезда в визуально-двойной системе видны в телескоп. Наблюдения за ними в течение многих лет позволяют рассчитать орбиту движения спутника около главной звезды, а по орбите определить массы обеих звезд. Это единственный прямой путь определения масс звезд в астрономии. Масса же звезды, как мы увидим, самая важная характеристика, предопределяющая все существование звезды.

Спектрально-двойные звезды образуются такими близкими парами, что присутствие двух звезд можно обнаружить только с помощью спектральных приборов.

Особую роль в современной астрономии играют так называемые тесные двойные системы, поскольку одна из звезд такой пары может перетянуть к себе значительную часть массы другой звезды. Такой "звездный каннибализм" имеет далеко идущие последствия, связанные с судьбами этих звезд, рентгеновских источников и, возможно, некоторых типов сверхновых звезд.

Наконец, затменные переменные звезды. Это - двойные звезды, которые при своем обращении по орбитам поочередно заслоняют друг друга для наблюдателя на Земле, вследствие чего мы видим систематические колебания блеска, а также часто и спектрально-двойную переменность.

Спектральный анализ


С конца прошлого века важным средством исследования небесных светил стал спектральный анализ. С его помощью получены сведения о природе светил, их движении, развитии и химическом составе.

Спектральный анализ основан на свойстве света разлагаться на составляющие его цветовые лучи, т. е. в спектр. По зрительному ощущению мы различаем в спектре семь основных цветов: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый, но в действительности наблюдается переход от одного цвета к другому через промежуточные оттенки. Почему цвета в спектре располагаются в строго определенном порядке, установлено исследованием природы света. Было выяснено, что свет представляет собой распространяющуюся в пространстве смесь электромагнитных колебаний, каждое из которых имеет свой период и соответствующую ему длину волны. Длины волн в спектре принято измерять в специальных единицах - ангстремах (), составляющих одну стомиллионную часть сантиметра. В видимом спектре длины волн уменьшаются от красных (около 7000 ) до фиолетовых (около 4000 ). Длины волн остальных цветов заключены между ними. К видимым лучам примыкают невидимые: короче 4000 - ультрафиолетовые и длиннее 7000 - инфракрасные.


Рис. 1. Шкала электромагнитных волн и "окна прозрачности" земной атмосферы.

Разлагают свет в спектр спектральные приборы, важнейшая деталь которых-стеклянная призма или дифракционная решетка. Свет в призме преломляется, причем лучи с большей длиной волн отклоняются от первоначального направления меньше, чем лучи с короткой длиной волны. Разделившиеся лучи попадают в зрительную трубу или фотокамеру.

Спектральные исследования небесных тел основаны на законах излучения. При разогревании тел повышается их температура. У твердых тел она представляет собой меру колебательной энергии их атомов, а у жидких и газообразных - меру кинетической энергии свободных атомов и молекул. У нагретых твердых и жидких тел излучение имеет плавный, непрерывный по длинам волн спектр. Яркость того или иного участка спектра характеризует количество излучаемой телом энергии на этой длине волны. Например, у тел, нагретых до 4000 К, наиболее ярким будет красный участок спектра, а по мере дальнейшего повышения температуры ярче его становятся последовательно другие участки спектра. У тел, нагретых выше 7000 К, излучение всего ярче в ультрафиолетовых лучах. Глаз не различает эти лучи, зато их чувствуют фотоэлементы и фотоэмульсии. Например, обычные фотопластинки воспринимают излучения с длинами волн от 2000 . Но имеются специальные сорта фотопластинок и так называемые фотосопротивления, которые воспринимают инфракрасные излучения, а еще более длинноволновые излучения измеряются термоэлементами и радиоприемными аппаратами.

Сплошные спектры излучают только твердые и жидкие накаленные тела. У газообразных тел спектры совсем иного характера. Дело в том, что нагретой газ излучает свет в узких участках спектра, имеющих вид ярких линий, называемых спектральными. Это очень важное свойство спектров газов, позволившее разносторонне исследовать газообразные небесные тела - звезды, туманности и атмосферы планет.

Почему газы излучают спектральные линии, объяснила квантовая теория излучения. Атомы поглощают и отдают (излучают) энергию строго определенными порциями (квантами). Чем больше порция, тем в более возбужденном состоянии оказывается атом, поглотивший энергию. Сам атом, как известно из физики, представляет собой систему, состоящую из ядра и облака электронов. Процесс поглощения порции энергии состоит в том, что ее получает один самый удаленный от ядра электрон. Чем больше квант энергии, тем независимее ведет себя этот электрон по отношению к атому. Тот и другой находятся, как говорят, в возбужденном состоянии. Если квант, захваченный электроном, достаточно велик, то электрон может совсем оторваться от атома: происходит ионизация. Атом, потеряв электрон, становится положительно заряженным ионом (один раз ионизованным), а электрон - свободным. В остальных случаях энергии кванта на ионизацию атома не хватает и через считанные доли секунды атом (его электрон) отдает порцию энергии в виде излучения. Энергия может отдаваться одной большой порцией или несколькими малыми, которым соответствуют определенные длины волн, т. е. спектральные линии. Эти линии мы и исследуем в спектрах газообразных тел.

Распределение энергии излучения по непрерывному спектру и его зависимость от температуры излучающего тела устанавливаются законом Планка. График выражаемой им зависимости для нескольких температур и график распределения энергии в спектре Солнца приведены рис. 2. С законом Планка тесно связан закон Стефана, определяющий соотношение между температурой источника и полным количеством энергии, проходящим через квадратный сантиметр его излучающей поверхности (эта величина носит название полного потока излучения). Полный поток излучения согласно закону Стефана пропорционален четвертой степени температуры излучающего тела.




Рис. 2. Ход интенсивности планковского (теплового) излучения по спектру для четырех температур и для излучения по спектру Солнца. Стрелками обозначены максимумы интенсивности (по вертикали - относительная интенсивность).

Но действительные закономерности излучения небесных светил более сложны, чем закон Планка. Во внутренних слоях звезд этот закон соблюдается неуклонно, но излучение оттуда к нам прямо не приходит, а поглощается атомами наружных слоев звезды. Величина же этого поглощения в сильной степени зависит от химического состава и температуры излучающих слоев звезды. И хотя распределение по спектру выходящей из звезды энергии отличается от закона Планка, мы можем по нему найти значение полного потока излучения и с помощью закона Стефана вычислить соответствующую этому потоку температуру. Эта температура носит название эффективной температуры и характеризует нагрев излучающей звездной поверхности.

Еще один важный закон связывает излучение и поглощение света газами. Если газ поместить перед более горячим источником с непрерывным спектром излучения, то на фоне яркого сплошного спектра появятся темные спектральные линии поглощения нашего газа - те же самые, что ранее были видны в спектре газа как яркие спектральные линии (закон Кирхгофа). Поэтому обнаружение тех или иных линий поглощения в спектре звезды указывает на присутствие в ней химических элементов, которым они принадлежат. Правда, отсутствие спектральных линий того или иного элемента еще не означает, что его нет в звездной оболочке. Просто в звезде могут быть такие условия, что линии элемента весьма слабы и поэтому незаметны.

С помощью закона Кирхгофа астрономы анализируют строение звездных оболочек и их химический состав.

Интенсивность спектральных линий поглощения зависит не только от числа атомов данного элемента, но и от температуры и плотности слоев звездной атмосферы, где они образуются. По интенсивности линий можно установить, поэтому температуру, плотность и другие характеристики звездных атмосфер.

Очень важную роль в спектральном анализе играет эффект Доплера. Он заключается в том, что если источник излучения движется к нам, то длины волн спектральных линий в его спектре уменьшаются, а если удаляется, то увеличиваются. Смещение спектральных линий, таким образом, характеризует скорость движения источника по направлению луча зрения. Эту скорость называют лучевой скоростью светила . Выраженная в километрах в секунду, она пропорциональна смещению длины волны наблюдаемой линии по сравнению с ее длиной волны в неподвижном источнике:




где с - скорость света.

Используя эффект Доплера, астрономы измерили тысячи лучевых скоростей звезд, газовых туманностей н их деталей, внегалактических объектов, выяснили закономерности движений звезд и вращения звездных систем, нашли массы звездных скоплений и галактик. Кроме того, исследование лучевых скоростей далеких галактик играет важную роль в изучении общих закономерностей Вселенной в целом.

По характеру спектров звезды делятся на спектральные классы (рис. 3), которые различаются между собой интенсивностями важнейших спектральных линий поглощения. Каждый класс подразделяется на десять подклассов, и все вместе они образуют сплошную последовательность от класса 05 до класса М9, вдоль которой вместе с изменением интенсивности линий изменяются также и эффективные температуры, цвет и ряд других физических характеристик звезд.



Рис. 3. Спектры звезд основных спектральных классов.
Отмечены характерные спектральные линии водорода (, , ), не ионизованного и ионизованного кальция (СаI и СаII) и полосы окиси титана (ТiO). Резкие линии СаII в спектре горячей звезды класса O6 имеют межзвездное происхождение и не относятся к атмосфере звезд>.

Звезды классов O, B и A называют горячими, F и G-звездами класса Солнца, а K и M-холодными.

Линии многих ионизованных элементов в спектрах звезд оказываются чувствительными к степени разреженности звездных атмосфер, поэтому они интенсивнее в разреженных атмосферах звезд, являющихся по размерам сверхгигантами. На этом основано определение размеров и мощности излучения звезд по их спектрам.

В табл. 1 даны характеристики спектров звезд основных классов, знакомство с которыми мы продолжим далее.


Таблица 1. Характеристики звезд главных спектральных классов

Спектральный класс

Цвет звезды

Температура поверхности, K

Наиболее заметные детали в спектре звезды

O

Голубой

45000

Линии ионизованного гелия

B

Голубовато-белый

30000

Линии нейтрального гелия

A

Белый

11000

Линии водорода

F

Светло-желтый

7500

Линии водорода и ионизованного кальция

O

Желтый

6000

Те же

K

Оранжевый

5000

Линии ионизованного кальция

M

Красный

3600

Полосы окиси титана



Планетообразование
За свою жизнь звезда обязательно будет несколько раз взрываться. Это закономерные эволюционные взрывы. Каков механизм, проводящий звезду к этой нестабильности (взрыву), пока не ясно. Но будем пока временно считать, что звезда взрывается при переходе из одного спектрального класса в другой. Хотя это и не так. Взрывов за время существования звезды (пока не остынет поверхность) будет несколько. Астрономы принимают эти взрывы за кончину звезды и называют это явление вспышка сверхновой. Частота вспышек сверхновых в нашей галактике 20 в год.

Можно только предположить, что количество взрывов у звезды более, чем количество спектральных классов, однако эта связь не просматривается. С каждым взрывом в космическое пространство выбрасывается материя. Она остывает, и из нее формируются кометы (первый взрыв) и планеты (все последующие взрывы). Первый взрыв самый мощный. Сила взрывов, последующих ха первым, убывает. Материя каждый раз выбрасывается все на меньшее расстояние. Орбиты формирующихся планет оказываются внутри предыдущих.

Рассмотрим конкретно первый взрыв. Звезда, когда в ней начался термоядерный синтез, состояла на 100% из водорода. К моменту взрыва часть водорода превратилась в гелий, а также в значительно меньших количествах, элементы второго периода таблицы Менделеева. При взрыве вещество звезды выбрасывается в космическое пространство. Со временем вещество остывает. При остывании образуются различные химические соединения. Все элементы и их химические соединения в основном газообразные вещества. При остывании твердыми окажутся только Н2О (лед) и литий. Таким образом, в основании, изо льда будут формироваться кометы. Правда, там будут вкрапления лития и других твердых веществ. Остальные элементы и их химические соединения рассеются в околозвездном пространстве, сохранив свои пропорции. Состав распыленного около звезд вещества следующий; около 75% водорода, около 24% гелия и около 1% других легких элементов и их соединений. Этот состав околозвездного вещества пополняется в основном за счет первого взрыва звезды, а также звездного ветра. Первые взрывы звезд и звездных ветер – основные поставщики вещества в околозвездное пространство – объясняют наличие и происхождение в космическом пространстве водорода, гелия и других легких элементов в данном (существующем) соотношении.

Кометы – это глыбы льда, которые вращаются вокруг звезды. У Солнца кометная группа (семейство) называется Облако Орта. Считается, что оно находится на расстоянии 10 4 -105 а.е.от Солнца и содержит около 1011 кометных ядер. Размеры ядер от 0,5 до 20 км. Общая масса кометного вещества 1011 – 1016 кг. Иногда кометы изменяют маршрут и подлетают близко к Солнцу. При подлете к самой ближайшей точке (перигелий) к Солнцу лед испаряется. Звездный ветер разворачивает эти испарения в противоположную сторону от Солнца. Это явление мы наблюдаем как хвост кометы. Постепенно массы комет с течением времени убывают. Подсчитано, что период полураспада комет составляет 1 млрд лет.

Кометные группы (семейства) есть у всех звезд, в том числе и у ближайших к нам остывших Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Плотность комет около 1 г/см3. До первого взрыва звезды температура поверхности была максимальной от 50000 К до 30000 К, соответственно этой температуре звезда находилась в спектральном классе О. После взрыва звезда перейдет в спектральный класс В с температурой поверхности от 30000 К до 12000К. К моменту второго взрыва в результате термоядерного синтеза внутри звезды помимо гелия и элементов второго периода таблицы Менделеева в незначительных количествах (конечно к массе самой звезды) образовались элементы третьего периода. При втором взрыве звезды элементы третьего периода и их химические соединения будут являться основным строительным материалом для образования планеты. Однако плотность образующейся планеты будет минимальной из всех последующих. Время образования планет и комет из выброшенной материи звезды – не одна сотня миллионов лет. Форма образующейся планеты будет правильной – близкой к эллипсоиду вращения. Поверхность будет твердой, поверхностью могут быть моря или океаны жидкости. В частности, например, воды. Если объект достаточно массивный, у него, возможно, будет атмосфера. После второго взрыва звезда перейдет из спектрального класса В в спектральный класс А с температурой поверхности от 12000 К до 7600К.

В активной зоне звезды в результате термоядерного синтеза уже будут образовываться как элементы третьего, так и элементы четвертого периодов таблицы Менделеева. Эти элементы и их химические соединения будут являться строительным материалом для образования следующей второй планеты. Так от взрыва к взрыву будет протекать в звезде процесс термоядерного синтеза с увеличением количества все более «тяжелых» элементов. При каждом последующем взрыве вещество, выброшенное звездой, будет все разнообразней и более плотным. Точно сказать из 0за чего и когда наступит очередная нестабильность у звезды и произойдет взрыв, пока не удается.

Все, что описано, это теоретические предположения, основанные на наблюдениях и размышлениях. Однако почему мы останавливаемся именно на них? Они лучше других объясняют взаимосвязь между всеми явлениями. Рассмотрим, например, описанный нами процесс планетообразования на спутникх Юпитера. Из вещества, выброшенного взрывами Юпитера, образовались следующие объекты:

- от первого взрыва образовались кометы группы (семейства) Юпитера, с удельной плотностью р меньше 1 г/см3,

- от второго взрыва образовался спутник Каллисто с удельной плотностью р= 1,86 г/см3 и удалением R=1883*103 км,

- от третьего взрыва образовался спутник Ганимед с удельной плотностью р=1,94 г/см3 и удалением R= 1070*103 км,

- от четвертого взрыва образовался спутник Европа с удельной плотностью р=2,97 г/см3 и удалением R=670*103 км,

- от пятого взрыва образовался спутник Ио с удельной плотностью р=3,75 г/см 3 и удалением R=421*10 3 км.

Остальные спутники Юпитера имеют неправильную форму. Они либо обломки расколовшейся от столкновения кометы со спутником планетой, либо захваченные обломки из пояса астероидов.

Из описанного примера видно, в каком порядке шло образование сначала комет, а затем спутников – планет и как со временем нарастала их удельная плотность вещества. На примере Юпитера закономерность планетообразования хорошо просматривается.
Удаление спутников – планет от родительского тела (Юпитера) приводится на настоящее время. Миллиарды лет назад, конечно, они были много дальше, но строго в том порядке как написано.

Расстояния до звезд


Находясь на Земле, астрономы могут измерять только видимый блеск звезд и угловые расстояния между ними. Чтобы установить линейные размеры, мощность излучения и размещение звезд в пространстве, нужно уметь находить расстояние до них. Однако в астрономии нет единого, как говорят, универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких светил к далеким один способ сменяется другим, так что для определения расстояния до очень далеких объектов приходится, в сущности, пройти ступеньки целой лестницы способов. Первая ступенька - определение среднего расстояния от Солнца до Земли (его называют еще астрономической единицей длины). До недавнего времени для вычисления этого расстояния требовалось измерить геодезическими средствами радиус Земли. Сейчас по радиолокационным измерениям расстояний до планет и по наблюдениям за движением межпланетных станций астрономическая единица определяется очень точно и найдена равной 149.6 млн. км.

Для определения расстояний до звезд в астрономии используется мера длины более крупная, чем астрономическая единица. Ее называют парсеком (пс), она содержит 206265 астрономических единиц или 30.8*1012 км (читается: 30.8 триллиона км). Тысяча парсеков составляет килопарсек (кпс), а миллион парсеков - мегапарсек (Мпс).

Расстояние до самой близкой от Солнца звезды - Проксимы (что в переводе с греческого означает "ближайшая") - в созвездии Центавра равно 1.32 пс, т. е. 40.7 триллиона км.

Часто используется и еще одна астрономическая мера расстояний - световой год, т. е. путь, который свет проходит за год. Он равен 9.46*1012 км, или 0.307 пс, другими словами, 1 пс равен 3.26 светового года.

Метод сравнения видимого блеска и светимости звезд. Светимостью называется мощность всей излучаемой светилом энергии. Вычисление светимости в энергетических единицах-задача сложная и не всегда выполнимая. Но, к счастью, для сравнения светимостей достаточно знать блеск светил в видимых звездных величинах m   и расстояние r   до них, выраженное в парсеках. В этом случае мерой светимости будут служить так называемые абсолютные звездные величины.

Чтобы сравнить светимости звезд, их нужно условно отнести на одинаковое расстояние от наблюдателя. Это расстояние выбрано равным 10 пс. Освещенности, создаваемые одинаковыми источниками, согласно закону освещенностей, обратно пропорциональны квадратам расстояний до источников света. Следовательно, если звезда на расстоянии r   от наблюдателя имеет блеск m  , то на расстоянии в 10 пс она будет иметь блеск М, который соответствует изменению освещенности, создаваемой звездой, в (10/r )2   раз. Подставив теперь эти соотношения в формулу Погсона, получим такое выражение для М:

М = m + 5 - 5lg r.


Звездная величина М, которую имеет светило на расстоянии 10 пс от наблюдателя, и называется его абсолютной звездной величиной.

Из последней формулы можно найти и расстояние r  в парсеках, если известны видимая m  и абсолютная М звездные величины светила. Следует еще отметить, что видимые звездные величины удаленных объектов ослабляются не только вследствие закона падения освещенностей, но еще и из-за поглощения света пылинками, имеющимися в межзвездном пространстве. Поэтому видимая звездная величина светила должна быть предварительно исправлена, После исправления формула для определения расстояния будет такая:

lg r = 0,2(m - M) + 1.

Таким образом, чтобы найти расстояние до светила, нужно знать его абсолютную величину. Имеется несколько способов оценить ее. Мы уже упоминали, что период колебаний блеска переменных звезд - цефеид - тем длиннее, чем больше их абсолютные величины. Следовательно, сравнительно простым способом - по длительности периода колебаний блеска - мы можем узнать расстояние до цефеиды и до того скопления или звездной системы, где эта цефеида находится.

Если звезды, абсолютные величины которых известны, сопоставить с их спектральными классами, то обнаружится систематическое убывание абсолютных величин большинства звезд по мере перехода от горячих классов к холодным, т. е. от классов O и B к классам K и M (рис. 4). Это большинство, так называемые обыкновенные звезды-карлики, образует главную последовательность на этой диаграмме. Некоторая часть звезд классов F-M сохраняет почти одинаковые высокие абсолютные величины; это - последовательность звезд-гигантов. Самые мощные по светимости звезды, называемые сверхгигантами, встречаются чрезвычайно редко и имеют самые различные спектральные классы. Немного ниже главной последовательности располагаются на диаграмме звезды, называемые субкарликами, а еще ниже - звезды особой категории, называемые белыми карликами.



Рис. 4. Диаграмма спектр - светимость (Герцшпрунга - Рессела).
На нижней горизонтальной рамке отмечены спектральные классы и температуры звезд главной последовательности, на верхней рамке - то же для звезд гигантов. На левой вертикальной рамке отмечены абсолютные величины звезд, а на правой - светимости и массы звезд, выраженные в долях светимости и массы Солнца.

Графическая зависимость между абсолютными величинами и спектральными классами, изображенная на рис. 4, носит название диаграммы Герцшпрунга - Рессела по имени астрономов, получивших ее впервые в начале текущего века. По горизонтальной оси на ней откладываются спектральные классы (а иногда цвет или температура звезд), а по вертикальной - абсолютные величины звезд (или их светимости). Как мы увидим впоследствии, диаграмма Герцшпрунга - Рессела помогает разобраться в эволюции звезд. Кроме того, она широко применяется и для определения расстояний до звездных скоплений.

Хотя карликовые и гигантские звезды могут иметь один и тот же спектральный класс, второстепенные детали их спектров различны. Например, у карликов усилены линии водорода, тогда как у гигантов в спектрах интенсивными становятся линии ионизованных атомов. Благодаря этому по интенсивности линий оказалось возможным оценивать абсолютные величины звезд, принадлежащих одному и тому же спектральному классу. В этом и заключается спектральный способ определения абсолютных величин звезд и расстояний до них. Этим способов найдены расстояния до множества далеких от нас звезд.
Заключение
Существует Вселенная вместе с материей. Материя представлена звездными системами – галактиками. В галактиках – звезды, вокруг которых вращаются планеты. Все свободное пространство во Вселенной, как в веществе, так и вен его, занято обменными частицами и эфиром. Все временные эволюционные процессы происходят в галактике. Галактика – это ячейка Вселенной. Вселенная разновозрастная. Только в разновозрастной Вселенной возможен эволюционный круговорот материи. В результате мы наблюдаем то многообразие, которое нас окружает.
Используемая литература

  1. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.

  2. Киппенханн Сто миллиардов солнц.

  3. Каплан С. А. Физика звезд.

  4. Порфирьев В. В. Астрономия.

  5. Николаев С.А. Эволюционный круговорот материи во Вселенной.




Учебный материал
© nashaucheba.ru
При копировании укажите ссылку.
обратиться к администрации