Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь. Исаак Ньютон (1643-1727) в 1665 г разложил свет в спектр и объяснил его природу. Уильям Волластон в 1802 г наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814 г их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) (они называются линиями Фраунгофера) 754 линии в солнечном спектре. В 181 4 г он создал прибор для наблюдения спектров - спектроскоп. В 1959 г Г. КИРХГОФ, работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854 г, открыли спектральный анализ, назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики: 1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр. 2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр. 3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения. У. ХЕГГИНС первым применив спектрограф начал спектроскопию звезд. В 1863 г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Физическая природа звезд..doc

Картинками

Тема: Физическая природа звезд. Ход урока: I. Новый материал 1. Спектры звезд Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь. Исаак Ньютон (1643­1727) в 1665г разложил свет в спектр и объяснил его природу. Уильям Волластон в 1802г наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814г их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787­1826, Германия) (они называются линиями Фраунгофера) 754 линии в солнечном спектре. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров ­ спектроскоп. В 1959г Г. КИРХГОФ, работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ, назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики: 1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр. 2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр. 3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения. У. ХЕГГИНС первым применив спектрограф начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов. Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. 2. Цвет звезд ЦВЕТ ­ свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излучения. Свет разных длин волн  возбуждает разные цветовые ощущения: от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет, от 470 до 500 нм - сине­зеленый, от 500 до 560 нм - зеленый, от 560 до 590 нм - желто­оранжевый, от 590 до 760 нм - красный. Однако цвет сложного излучения не определяется однозначно его спектральным составом. Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию λмах=b/T (закон Вина, 1896г). В начале 20­го столетия (1903-1907гг) Эйнар Герцшпрунг (1873­1967, Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд. 3. Температура звезд

Непосредственно связана с цветом и спектральной классификацией. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Ю. Шейнер. Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина [ поверхности большинства звезд составляет от 2500 К до 50000 К. Хотя например недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные ­ Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, а e Возничего А ­ 1600 К. .Т=b, где b=0,2897*107Å.К ­ постоянная Вина]. Температура видимой λ max 4. Спектральная классификация В 1862г Анжело Секки (1818­1878, Италия) дает первую спектральную классическую звезд по цвету, указав 4 типа: Белые, Желтоватые, Красные, Очень красные Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1884г), подготовленного под руководством Э. Пикеринга. Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон. O5=40000 K А0=11000 В0=25000 M0=3600 K F0=7600 G0=600 K0=5120 К К 0 желтый F ­­­ G ­­­ K K оранжевы й красный K ­­­ M голубой О cр.30000K ­­­ белый В ср.15000K ­­­ А ср.8500K ­­­ ср.6600К ср.5500К ср.4100К ср.2800К Порядок спектров можно запомнить по терминологии: = Один бритый англичанин финики жевал как морковь= Солнце – G2V (V – это классификация по светимости ­ т.е. последовательности). Эта цифра добавлена с 1953 года. | Таблица 13 – там указаны спектры звезд |. 5. Химический состав звезд Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95­98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы. 6. Светимость звезд Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн, а светимость L= Tσ 44 Rπ 2­ общая мощность излучения звезды. L = 3,876*1026Вт/с. В 1857г Норман Погсон в Оксфорде устанавливает формулу L1/L2=2,512М2­М1. Сравнивая звезду с Солнцем, получим формулу L/L=2,512 М­М, откуда логарифмируя получим lgL=0,4 (M ­M) Светимость звезд в большинстве 1,3.10­5L 50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые измерен угловой диаметр 1920г = Альберт Майкельсон и Франсис Пиз. Ориона­ Бетельгейзе 3декабря α

2) Через светимость звезды L=4 Rπ 2 Tσ 4в сравнении с Солнцем. 3) По наблюдениям затмения звезды Луной определяют угловой размер, зная расстояние до звезды. По своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик"), введены с 1953 года на: Гиганты (III) Субгиганты (IV) Сверхгиганты (I)   Яркие гиганты (II)    Карлики главной последовательности (V)   Субкарлики (VI) Белые карлики (VII) Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 104 м до 1012 м. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант e Возничего А имеет размеры в 2700R ­ 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф­475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры 10 ­ 15 км. 8. Масса звезд ­ одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию, т.е. определяет жизненный путь звезды. Способы определения: 1. Зависимость масса­светимость, установленная астрофизиком А.С. Эддингтон (1882­1942, Англия). L m≈ 3,9 ρ ρ α =6,4*10 2. Использование 3 уточненного закона Кеплера, если звезды физически двойные (§26) Теоретически масса звезд 0,005M (предел Кумара 0,08M) 105 50–100 102–103 0,000001 104–105 105 106 <0,000001 0,001

Слайд 2

Повторим пройденную тему

Что используется в качестве базиса при определении годичных параллаксов звезд? Какие единицы применяют при измерении расстояний до звезд? Каково соотношение между этими единицами? Сколько времени пришлась бы лететь к Проксиме Кентавра космическому кораблю, способному развивать скорость 17 км/с?

Слайд 3

Цвет и температура звезд

Цвет звезды свидетельствует о ее температуре. Солнце (6000 К) -желтая звезда Бетельгейзе (4000 К) – красная звезда Сириус (10000 – 20000) –белая звезда

Слайд 4

Спектр и химический состав звезд

Видимая поверхность звезды – фотосфера. Температура фотосферы связана с такой характеристикой звезды, как спектральный класс. Всего основных семь классов: O, B, A, F, G, K, M

Слайд 5

Слайд 6

Самые высокие температуры имеют голубые звезды, они же обладают наибольшей светимостью. Следовательно, на нашей диаграмме их следует поместить в левом верхнем углу. Красные карлики расположатся в нижнем правом углу, у них маленькая температура и низкая светимость. Солнце расположится ближе к середине диаграммы. Видно, что все звезды, о которых мы говорим, располагаются вдоль одной линии. Эту линию принято называть Главной последовательностью.

Слайд 7

Слайд 8

Светимость звезды (L)

Светимостью называют мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнца

Слайд 9

(М© – М) L = 2,512 М© = 5 М = - 9 (гиганты) м = + 17 (карлики)

Слайд 10

Радиусы звезд

Сверхгиганты превышают размеры Солнца в сотни раз (Антарес); Гиганты – превышают размеры Солнца в десятки раз; Карлики – по размерам близки к Солнцу

Факультет «Экономики и управления»
Кафедра «Мировой экономики и экономической теории»

Природа и состав звезд

Реферат

По дисциплине «Концепции современного естествознания»

Проверил

Доцент кафедры Физическая химия

Тепляков Юрий Николаевич

Автор работы

студентка группы 236

Глушко Ольга

Цель реферата – изучить природу и состав звезд. В соответствии с выбранной темой поставлены следующие задачи:

Рассмотрение понятия, параметров и классификаций звезд.
Описание эволюции звезд.
Изучение звездных скоплений и ассоциаций
Изучение состава звезд.

Введение………………………………………………………… …………………4

Понятие звезд, их параметры и классификация…………………………….5
Эволюция звезд………………………………………………………………. .9
Звездные скопления и ассоциации...…………….……………...……… …..13
Химический состав звезд…………………………………………………….18

Введение

Наука о звездах – астрономия – одна из самых древних, ведь эти загадочные небесные тела всегда интересовали человека. Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец «умирают». Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют и что собой представляют, необходимо знать, как они возникают и что из себя представляют.
Актуальность исследования звезд возрастает с каждым днем, что связано с расширением горизонта знаний человечества о космосе и внеземных формах жизни. Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики.

1.Понятие и классификация звезд

Звезды – это массы светящегося газа, более или менее равномерно разбросанные по небу (хотя иногда они образуют группы), которые мы можем наблюдать на ночном небе как маленькие точки. Звезды - это основные тела Вселенной, в них сосредоточено более 90 % наблюдаемого вещества.

Основными параметрами звёзд являются:

масса,
светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени L),
радиус,
температура поверхности.

Светимость
Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 3,86 10 26 Вт. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая «абсолютная величина» звезды. Абсолютная звёздная величина (M ) для звёзд определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой – от расстояния до нее. Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения M = 4,72. Звезды высокой светимость имеют отрицательные абсолютные величины, например -4, -6. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями, например +8, +10.

Радиус
Используя самую современную технику астрономических наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь нескольких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула.
Определив радиусы многих звезд, астрономы убедились в том, что существуют звезды, размеры которых резко отличаются от размеров Солнца. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы в сотни раз превосходят радиус Солнца. Например, радиус звезды а Скорпиона (Антарес) не менее чем в 750 раз превосходит солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус Солнца, Называются гигантами. Звезды, по размерам близкие к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся к карликам.
Радиус звезд – непостоянная величина. Он может изменяться, например как у Бетельгейзе, чей радиус за последние 15 лет уменьшился на 15%.
Температура
Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. – желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К. имеют белый или голубоватый цвет. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений. По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца.

Классификация звезд
Классификации в любой области науки могут быть как искусственными (по каким-то отдельным признакам, которые легко определяются), так и естественными, т.е. отражающими суть объекта, его комплексную характеристику, происхождение и т.п., хотя принадлежность к тому или иному классу в этом случае не всегда легко определяется. Объекты могут объединяться как в реально существующие группы (по качественным признакам), так и в условные группы, отличающиеся только количественно. Современная звёздная астрономия демонстрирует нам все эти случаи.
Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.
Наиболее известной и общей является классификация на основе цвета, размера и температуры звезды . Астрономы разделяют звезды на различные спектральные классы. Спектральная классификация, разработка которой началась в XIX веке, первоначально была основана на интенсивности линий поглощения водорода. Классы, которые наилучшим образом описывают температуру звезд, используются и в настоящее время. Типичные спектры для семи основных спектральных классов – OBAFGKM. Оказывается, что голубые звезды спектрального класса О - это самые большие звезды. Они превосходят Солнце в более чем сорок раз по массе, в двадцать раз по размерам и в миллион раз ярче Солнца. Следующими по шкале звездных масс идут белые звезды спектральных классов В и А. Далее следуют желто-белые звезды класса F и желтые звезды класса G, подобные нашему Солнцу. Звезды меньшей массы более тусклые и меньше по размеру. Массы и размеры оранжевых звезд, относящихся к классу К, составляют около трех-четвертых от массы Солнца. Звезды класса М самые холодные и имеют густой оранжево-красный цвет. Типичные представители этого класса примерно в пять раз меньше Солнца по массе и радиусу и в два раза ниже по температуре поверхности, которая составляет порядка 3000 К. Около сотни таких звезд будут иметь такую же светимость как наше Солнце. На классе М заканчивается гарвардская классификация звезд.
В самом начале ХХ века датский астроном Герцшпрунг и американский астрофизик Рессел обнаружили существование зависимости между температурой поверхности звезды и ее светимостью. Эта зависимость иллюстрируется диаграммой, по одной оси которой откладывается спектральный класс, а по другой абсолютная звездная величина. Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость в логарифмической шкале, а вместо спектральных классов непосредственно температуру поверхности. Такая диаграмма называется диаграммой спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рессела. При этом температуру откладывают в направлении справа налево, чтобы сохранить старый вид диаграммы, возникший еще до того, как была изучена зависимость цвета звезды от температуры ее поверхности.
Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями. Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее физической природой и возрастом (стадией эволюции). Звезда не находится в течение всей своей жизни на месте, а перемещается по диаграмме Г-Р. Поэтому на диаграмме Г-Р как бы запечатлена вся история рассматриваемой совокупности звезд. Анализ это диаграммы позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами. Наиболее богатую звездами диагональ, 90 % всех звезд, идущую из верхнего левого угла в правый нижний, называют главной последовательностью. Именно вдоль нее расположены звезды, о которых мы с вами говорили выше. В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. (см. рис.№1)
Существующие в природе звезды имеют более широкие диапазоны параметров, нежели звезды главной последовательности. Такие звезды мы наблюдаем на диаграмме Г-Р вне зоны главной диагонали. Они также образуют последовательности, т.е. в этих группах тоже существуют определенные зависимости между светимостями и температурами, разные для каждой группы. Эти группы названы классами светимости. Их всего семь. А именно: I-сверхгиганты (звезда, находящая в преддверии вспышки сверхновой звезды), II-яркие гиганты (звезды, лежащие между гигантами и сверхгигантами ), III-гиганты, IV – субгиганты (бывшая звезда главной последовательности, подобная Солнцу или несколько более массивная, чем Солнце, в ядре которой иссякло водородное топливо.), V- звезды главной последовательности, VI- субкарлики (это звёзды тускнее звёзд главной последовательности того же спектрального класса . ), VII- белые карлики (звезды, меньше Солнца).
(см. рис.№2; табл.№1)
2. Эволюция звезд

Эволюция звезд - это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными наблюдений.
Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени, когда образовалась звезда и от ее положения в Галактике в момент образования.
Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.
Звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. К молодым относятся звезды, которые еще находятся в стадии первоначального гравитационного сжатия. Температура в центре таких звезд недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счет превращения гравитационной энергии в теплоту.
Гравитационное сжатие - первый этап эволюции звезд. Он приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры «включения» термоядерной реакции (примерно 10-15 млн К) - превращения водорода в гелий (ядра водорода, т.е. протоны, образуют ядра гелия). Это превращение сопровождается большим выделением энергии. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается, и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. 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 десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород.
Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что будет дальше зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю 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. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. 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 большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности). После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, которая постепенно остывает. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Звезда превращается в белый карлик. Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики . Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.
Звезды более массивные, нежели Солнце (от 1,2 до 2,5 солнечной массы), 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.
Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10км, а плотность её в таком состоянии составляет 10 17 кг/м 3 , что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется « нейтронной» . Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.
Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары. Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.
Пульсар может быть обнаружен только для нас в условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.
Звезды с высокой массой 8-10 масс солнца, эволюционируют так же, как и со средней до момента формирования углеродно-кислородного ядра. Это ядро сжимается и становится вырожденным до того как загорится углерод, форсируя вспышку, известную как углеродная детонация – аналог гелиевой вспышки. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда.
Очень массивные звезды, с массой более 10масс Солнца, настолько горячи, что гелий загорается в ядре до того, как звезда достигнет ветви красных гигантов. Загорание происходит еще тогда, когда эти звезды являются голубыми сверхгигантами и звезда продолжает монотонно эволюционировать в сторону покраснения; пока гелий горит в конвективном ядре, водород горит в слоевом источнике, обеспечивая большую часть светимости звезды. После исчерпания гелия в ядре температура там так высока, что углерод загорается до того, как газ станет вырожденным и углеродное горение включается постепенно без взрывных процессов. Загорание происходит до того, как звезда достигнет асимптотической ветви гигантов. Во все время горения углерода в ядре происходит отток энергии из ядра за счет нейтринного охлаждения, и основным источником поверхностной светимости является горение водорода и гелия в слоевых источниках. Эти звезды продолжают вырабатывать все более и более тяжелые элементы вплоть до железа, после чего ядро коллапсирует, образуя нейтронную звезду или черную дыру (в зависимости от массы ядра), а внешние слои разлетаются, что выглядит как взрыв сверхновой II типа.
Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение
(см. рис.№3)

3. Звездные скопления и ассоциации

Звездное скопление – группа звезд, расположенных в пространстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождением и взаимным тяготением.
По современным данным, не менее 70% звезд Галактики входят в состав двойных и кратных систем, а одиночные звезды (как, например, наше Солнце) – это, скорее, исключение из правил. Но нередко звезды собираются и в более многочисленные «коллективы» – звездные скопления. Все входящие в скопление звёзды находятся от нас на одном расстоянии (с точностью до размеров скопления) и имеют примерно одинаковый возраст и химический состав. Но в то же время они находятся на разных стадиях эволюции (определяемой начальной массой каждой звезды), что делает их удобным объектом для проверки теорий происхождения и эволюции звезд. Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные. Первоначально такое разделение было принято по внешнему виду, но по мере дальнейшего изучения стало ясно, что шаровые и рассеянные скопления не похожи буквально во всем – по возрасту, звездному составу, характеру движения и т.д.

Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе от десятков тысяч до миллионов звезд. Для этого типа скоплений характерна правильная сферическая или несколько сплюснутая форма (которая, по-видимому, является признаком осевого вращения скопления). Но известны и бедные звездами скопления, по внешнему виду неотличимые от рассеянных (например, NGC 5053), и отнесенные к шаровым по характерным особенностям диаграммы «спектр-светимость». Двум самым ярким шаровым скоплениям присвоены обозначения омега Центавра и 47 Тукана как обычным звездам, поскольку благодаря значительному видимому блеску, они хорошо видны невооруженным глазом, но только в южных странах. А в средних широтах северного полушария для невооруженного глаза доступны, хотя и с трудом, только два – в созвездиях Стрельца и Геркулеса. (см. рис.№4)
Шаровых скоплений в Галактике в настоящее время известно около 150, но очевидно, что это только небольшая часть из существующих на самом деле (полное их число оценивается примерно в 400-600). Их распределение по небесной сфере неравномерное - они сильно концентрируются к галактическому центру, образуя вокруг него протяженное гало. Примерно половина из них расположена не дальше 30 градусов от видимого центра Галактики (в Стрельце), т.е. в области, площадь которой составляет лишь на 6% от всей площади небесной сферы. Такое распределение является следствием особенностей обращения шаровых скоплений вокруг центра Галактики, характерное для объектов сферической подсистемы - по сильно вытянутым орбитам. Один раз за период (10 8 -10 9 лет) шаровое скопление проходит через плотные центральные области Галактики и её диск, что способствует "выметанию" межзвездного газа из скопления (наблюдения подтверждают, что газа в этих скоплениях очень мало). Некоторые шаровые скопления находятся так далеко от центра Галактики, что их можно отнести к межгалактическим.
Диаграмма "спектр-светимость" у шаровых скоплений имеет характерную форму из-за отсутствия массивных звезд на ветви главной последовательности. Это свидетельствует о значительном возрасте шаровых скоплений (10-12 млрд. лет, т.е. они, формировались одновременно с образованием самой Галактики) - за такое время запасы водорода исчерпываются у звезд с массой, близкой к солнечной, и они покидают главную последовательность (и чем больше начальная масса звезды - тем быстрее), образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в шаровых скоплениях самыми яркими звездами являются красные гиганты. Кроме того, в них наблюдаются переменные звезды (особенно часто - типа RR Лиры), а также - конечные продукты эволюции массивных звезд, проявляющие себя в виде рентгеновских источников разных типов. Но, в общем, в шаровых скоплениях двойные звезды встречаются редко. Следует отметить, что в других галактиках (например, в Магеллановых Облаках) найдены типичные по внешнему виду шаровые скопления, но со звездным составом небольшого возраста, и поэтому такие объекты считаются молодыми шаровыми скоплениями. Еще одна особенность шаровых скоплений - пониженное содержание тяжелых (тяжелее гелия) элементов в атмосферах входящих в них звезд. По сравнению с их содержанием в Солнце звезды шаровых скоплений обеднены этими элементами в 5-10 раз, а в некоторых скоплениях - до 200 раз. Эта особенность характерна для объектов сферической составляющей Галактики и также связана с большим возрастом скоплений - их звезды формировались из первичного газа, в то время как Солнце было образовано значительно позже и содержит в себе тяжелые элементы, образованные ранее проэволюционировавшими звездами.

Рассеянные звездные скопления содержат относительно немного звезд - от нескольких десятков до нескольких тысяч, и ни о какой правильной форме здесь, как правило, уже речи не идет. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находится еще одно скопление - Гиады - группа слабых звезд вокруг яркого Альдебарана.
Рассеянных звездных скоплений известно около 1200, но считается, что их в Галактике их гораздо больше (порядка 20 тысяч). Они также распределены по небесной сфере неравномерно, но, в отличие от шаровых скоплений, сильно концентрируются к плоскости Галактики, поэтому практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути, и в основном удалены не более 2 кпк от Солнца (см.рис.№5). Этим фактом объясняется, почему наблюдается столь малая доля из общего количества скоплений - многие из них слишком далеки и теряются на фоне высокой звездной плотности Млечного Пути, или скрыты поглощающими свет газово-пылевыми облаками, также сосредоточенными в галактической плоскости. Как и другие объекты диска Галактики, рассеянные скопления обращаются вокруг галактического центра по орбитам, близким к круговым. Диаметры рассеянных скоплений от 1.5 пк до 15-20 пк, а концентрация звезд составляет от 1 до 80 на 1 пк 3 . Как правило, скопления состоят из относительно плотного ядра и более разряженной кроны. Среди рассеянных скоплений известны двойные и кратные, т.е. группы, характеризуемые их пространственной близостью и сходными собственными движениями и лучевыми скоростями.
Главное отличие рассеянных скоплений от шаровых - большое разнообразие диаграмм "спектр-светимость" у первых, вызванное различиями их возрастов. Самым молодым скоплениям - около 1 млн. лет, самым старым - 5-10 млрд. Поэтому и звездный состав рассеянных скоплений отличается разнообразием - в них встречаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, переменные различных типов - вспыхивающие, цефеиды и т.д. Химический состав звезд, входящих в рассеянные скопления, достаточно однороден, и в среднем содержание тяжелых элементов близко к солнечному, что типично для объектов диска Галактики.
Другая особенность рассеянных скоплений - что они нередко бывают видны совместно с газовопылевой туманностью - остатком облака, из которого звезды этого скопления когда-то образовались. Звезды могут разогревать или освещать "свою" туманность, делая ее видимой. Известные всем Плеяды (см. фото) тоже погружены в голубую холодную туманность. В галактике рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых облаков. В спиральных галактиках, таких, как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики, и молодые скопления служат неплохими индикаторами спиральной структуры, поскольку за время, прошедшее с момента формирования, они не успевают удалиться от спиральных ветвей, в которых это формирование происходит.
и т.д.................

Описание презентации по отдельным слайдам:

1 слайд

Описание слайда:

Белый карлик, самый горячий из известных, и планетарная туманность NGC 2440, 07.05.2006г Физическая природа звёзд

2 слайд

Описание слайда:

Спектр λ = 380 ∻ 470 нм – фиолетовый, синий; λ = 470 ∻ 500 нм – сине-зеленый; λ = 500 ∻ 560 нм – зеленый; λ = 560 ∻ 590 нм – желто-оранжевый λ = 590 ∻ 760 нм –красный. Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф Запомнить, например: Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь. В 1859г Г.Р.Кирхгоф (1824-1887, Германия) и Р.В.Бунзен (1811-1899, Германия) открыли спектральный анализ: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. У звезд на фоне сплошных спектров наблюдаются темные (фраунгоферовы) линии – это спектры поглощения. В 1665г Исаак Ньютон (1643-1727) получил спектры солнечного излучения и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света. В 1814г Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) обнаружил, обозначил и к 1817г подробно описал 754 линии в солнечном спектре (названы его именем), создав в 1814г прибор для наблюдения спектров - спектроскоп. Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена

3 слайд

Описание слайда:

Спектры звезд Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. Спектрограмма рассеянного скопления «Гиады». Уильям ХЕГГИНС (1824-1910, Англия) астроном, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов. Комбинированный спектр излучения звезды. Сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу - зависимость интенсивности от длины волны. размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

4 слайд

Описание слайда:

Химический состав Химический состав определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий), зависящего также от температуры, давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных звезд в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы. По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (Т от 50 000 до 10 0000С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода, гелия и ионы металлов, в классе К (50000С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (38000С) - молекулы оксидов. Химический состав звезды отражает влияние факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи из которой возникла звезда. Остатки сверхновой NGC 6995 - это горячий светящийся газ, образовавшийся после взрыва звезды 20-30 тысяч лет назад. Подобные взрывы активно обогащали пространство тяжелыми элементами из которых впоследствии образовывались планеты и звезды следующего поколения

5 слайд

Описание слайда:

Цвет звезд В 1903-1907гг. Эйнар Герцшпрунг (1873-1967, Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд. Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела и указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Во время наблюдений звездного неба могли заметить, что цвет (свойство света вызывать определенное зрительное ощущение) звезд различен. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. Свет разных длин волн возбуждает разные цветовые ощущения. Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию λмах=b/T (закон Вина, 1896г). Подобно драгоценным камням звезды рассеянного скопления NGC 290 переливаются различными красками. Фото КТ им. Хаббла, апрель 2006г.

6 слайд

Описание слайда:

Температура звезд Температура звезд непосредственно связана с цветом и спектром. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Юлиус Шейнер (1858-1913), проведя абсолютную фотометрию 109 звезд. Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина λmax.Т=b, где b=0,289782.107Å.К - постоянная Вина. Бетельгейзе (снимок телескопа им.Хаббла). В таких холодных звездах с Т=3000К преобладают излучения в красной области спектра. В спектрах таких звезд много линий металлов и молекул. Большинство звезд имеют температуры 2500К <Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.

7 слайд

Описание слайда:

Спектральная классификация В 1866г Анжело Секки (1818-1878, Италия) дал первую спектральную классическую звезд по цвету: Белые, Желтоватые, Красные. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1837-1882, США), подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919) к 1884г. Все спектры были расставлены по интенсивности линий (позже в температурной последовательности) и обозначены буквами в алфавитном порядке от горячих к холодным звездам: O B A F G K M. К 1924г окончательно была установлена Энной Кэннон (1863-1941, США) и издана каталогом в 9 томов на 225330 звезд- каталог HD.

8 слайд

Описание слайда:

Современная спектральная классификация Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории в 1943г, где спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Были дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на размеры звезд. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр. Наше Солнце относится к спектральному классу G2 V

9 слайд

Описание слайда:

10 слайд

Описание слайда:

Светимость звезд В 1856г Норман Погсон (1829-1891, Англия) устанавливает формулу для светимостей через абсолютные М звездные величины (т.е. с расстояния в 10 пк). L1/L2=2,512 М2-М1. Рассеянное скопление «Плеяды» содержит много горячих и ярких звезд, которые были сформированы в одно и то же время из газопылевого облака. Голубая дымка, сопутствующая «Плеядам», - рассеянная пыль, отражающая свет звезд. Одни звезды светят ярче, другие - слабее. Светимость– мощность излучения звезды – полная энергия, излучаемая звездой в 1 секунду. [Дж/с=Вт] Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн L = 3,846.1026Вт/с Сравнивая звезду с Солнцем, получим L/L=2,512 М-М, или lgL=0,4 (M -M) Светимость звезд: 1,3.10-5L

11 слайд

Описание слайда:

Размеры звезд Определяют: 1) Непосредственным измерением углового диаметра звезды (для ярких ≥2,5m, близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые 3декабря 1920г измерен угловой диаметр звезды Бетельгейзе (α Ориона) = А. Майкельсон (1852-1931, США) и Ф. Пиз (1881-1938, США). 2) Через светимость звезды L=4πR2σT4 в сравнении с Солнцем. Звезды за редчайшим исключением наблюдаются как точечные источники света. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть их диски. По своим размерам, звезды делятся с 1953 года на: Сверхгиганты (I) Яркие гиганты (II) Гиганты (III) Субгиганты (IV) Карлики главной последовательности (V) Субкарлики (VI) Белые карлики (VII) Названия карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик". Размеры звезд 10 км

12 слайд

Описание слайда:

Масса звезд Одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию - определение жизненного пути звезды. Способы определения: 1. Зависимость масса-светимость L≈m3,9 2. 3-й уточненный закон Кеплера в физически двойные системах Теоретически масса звезд 0,005M

13 слайд