Міністерство освіти і науки РосійськоїФедерації
Санкт-Петербурзька державна лісотехнічнаакадемія ім.С.М. Кірова
Факультет економіки та управління
Реферат
На тему: В«Зірки: їх народження, життя і смертьВ»
Виконала:Рапенок М.В
ФЕУ(Сокр.пр.080109), 1 курс
Заочневідділення
№з/кн 60216
Санкт-Петербург 2010р.
Введення
... Нічогонемає більш простого, ніж зірка ...
(А.С. Еддінгтон)
Які всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються,еволюціонують і вмирають.
Щобпростежити життєвий шлях зірки і зрозуміти, як вони старіють, необхідно знати, яквони виникають. У минулому це представлялося великою загадкою. Сучасні жастрономи вже можуть з великою впевненістю докладно описати шляхи, що ведуть допояви яскравих зірок на нашому нічному небозводі.
1.Основні зоряні характеристики
1.1 Світність
Світністьвизначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо длявизначення видимої величини астрономія має в своєму розпорядженні цілком надійними методами,то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близькихзірок, віддалених на відстань, не перевищують декількох десятків парсек [1],відстань визначається відомим ще з початку минулого сторіччятригонометричним методом, що полягає у вимірюванні нікчемно малих кутовихзсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різнийчас року. Цей метод має досить велику точність і достатньо надійний.Однак для більшості інших більш видалених зірок він вже не годиться: занадтомалі зміщення положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секундидуги. На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але, тим неПроте, досить надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можнавизначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, за деякимиспостережуваним особливостям їх випромінювання.
Засвоєї світності зірки дуже сильно розрізняються. Є зірки білі і блакитнінадгіганти (їх, правда, порівняно небагато), світності яких перевершуютьсвітність Сонця в десятки і навіть сотні тисяч разів. Але більшість зірокскладають "карлики", світності яких значно меншесонячної, найчастіше в тисячі разів. Характеристикою світності є такзвана "абсолютна величина" зірки. Видима зоряна величиназалежить, з одного боку, від її світності й кольору, з іншого - від відстані донеї. Зірки високої світність мають негативні абсолютні величини,наприклад -4, -6. Зірки низької світності характеризуються великими позитивнимизначеннями, наприклад +8, +10.
1.2Температура
Температуравизначає колір зорі та її спектр. Так, наприклад, якщо температура поверхнішарів зірок 3-4тис. К., то її колір червонуватий, 6-7 тис. К. - жовтуватий. Дужегарячі зірки з температурою понад 10-12 тис. К. мають білий або голубуватийколір. В астрономії існують цілком об'єктивні методи вимірювання кольору зірок.Останній визначається так званим "показником кольору", рівнимрізниці фотографічної і візуальної величини. Кожному значенню показникакольору відповідає певний тип спектру.
Ухолодних червоних зірок спектри характеризуються лініями поглинання нейтральнихатомів металів і смугами деяких найпростіших сполук (наприклад, CN, СП,Н20 та ін.) У міру збільшення температури поверхні в спектрах зірокзникають молекулярні смуги, слабшають багато лінії нейтральних атомів, а такожлінії нейтрального гелію. Сам вигляд спектра радикально змінюється. Наприклад, угарячих зірок з температурою поверхневих шарів, що перевищує 20 тис. К,спостерігаються переважно лінії нейтрального та іонізованого гелію, абезперервний спектр дуже інтенсивний в ультрафіолетовій частині. У зірок зтемпературою поверхневих шарів близько 10 тис. До найбільш інтенсивні лініїводню, в той час як у зірок з температурою близько 6 тис. К. лініїіонізованого кальцію, розташовані на кордоні видимій і ультрафіолетовійчастини спектру.
1.3Спектри зірок
Виключнобагату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Зараз прийнята так званаГарвардська спектральна класифікація. У ній десять класів, зазначенихлатинськими літерами: O, B,A, F,G, K,M. Існуюча системакласифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначитиспектр з точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовностізоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1 ... В9, А0 і такдалі. Спектр зірок у першому наближенні схожий на спектр випромінюючого"Чорного" тіла з деякою температурою Т. Ці температури плавно змінюютьсявід 40-50 тисяч кельвінів у зірок спектрального класу Про до 3000 кельвінів узірок спектрального класу М. Відповідно до цього основна частина випромінюваннязірок спектральних класів О і В доводитися на ультрафіолетову частину спектру,недоступну для спостереження з поверхні землі.
Характерноюособливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількостіліній поглинання, що належать різним елементам. Тонкий аналіз цих лінійдозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.Відмінності в спектрах в першу чергу пояснюються розходженням у температурахзовнішніх шарів зірки. З цієї причини стан іонізації і збудження різнихелементів в зовнішніх шарах зірок різко відрізняються, що призводить до сильнихвідмінностей в спектрах.
1.4Хімічний склад зірок
Хімічнийсклад зовнішніх шарів зірки, звідки до нас "безпосередньо" приходить їхвипромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місцізнаходиться гелій, а велика кількість решти елементів порівняно невелике.Приблизно на кожні 10000 атомів водню доводиться тисячі атомів гелію,близько десяти атомів кисню, трохи менше вуглецю та азоту і всього лишеодин атом заліза. Достаток інших елементів абсолютно мізерно.
Можнасказати, що зовнішні шари зірок - це гігантські воднево-гелієві плазми зневеликою домішкою більш важких елементів.
Хочахімічний склад зірок в першому наближенні однаковий, все ж є зірки,показують певні особливості в цьому відношенні. Наприклад, є зірка заномально високим вмістом вуглецю, або зустрічаються об'єкти з аномальновисоким вмістом рідкісних земель. Якщо у переважної більшості зірок достатоклітію абсолютно нікчемно (приблизно 10 11 від водню), тозрідка трапляються В«унікумиВ», де цей рідкісний елемент досить рясний. Вкажемоще на два рідкісних феномена. Є зірки, у спектрах яких виявлені лінії неіснуючого на Землі в В«природномуВ» стані елемента техніці. Цейелемент не має ні одного стійкого ізотопу. Самий довгоживучий ізотоп живевсього лише близько 200 000 років - термін по зоряним масштабами зовсім незначний.Нарешті, відома зірка, в зовнішніх шарах якої гелій представленийпереважно у вигляді рідкісного на Землі ізотопу 3 Не.
1.5Маса зірок
Астрономіяне розташовувала і не має в своєму розпорядженні в даний час методом прямого інезалежного визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем)ізольованої зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки проВсесвіту. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був бизначно швидшим. Маси зірок змінюються в порівняно вузькихмежах. Дуже мало зірок, маси яких більше або менше сонячної в 10 разів.У такій ситуації астрономи мовчазно приймають, що зірки з однаковоюсвітністю і кольором мають однакові маси. Вони визначаються тільки дляподвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольороммає таку ж масу, як і її "сестра", що входить до складу подвійноїсистеми, завжди слід приймати з деякою обережністю.
Вважається,що об'єкти з масами меншими 0,02 М вже не є зірками. Вони позбавленівнутрішніх джерел енергії, і їх світність близька до нуля. Зазвичай ціоб'єкти відносять до планет. Найбільші безпосередньо виміряні маси неперевищують 60 М.
2.Рожденіезірок
Сучаснаастрономія має в своєму розпорядженні великою кількістю аргументів на користь твердження, щозірки у...
