Зірки: їх народження, життя і смерть

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...творюються шляхом конденсації хмар газово-пилової міжзоряного середовища.Процес утворення зірок з цього середовища продовжується і в даний час.З'ясування цієї обставини є одним з найбільших досягненьсучасної астрономії. Ще порівняно недавно вважали, що всі зіркиутворилися майже одночасно багато мільярдів років тому. Крахові цих метафізичнихуявлень сприяв, насамперед, прогрес спостережної астрономії ірозвиток теорії будови і еволюції зірок. У результаті стало ясно, що багатоспостережувані зірки є порівняно молодими об'єктами, а деякі з нихвиникли тоді, коли на Землі вже була людина.

Важливимаргументом на користь висновку про те, що зірки утворюються з міжзоряногогазово-пилової середовища, служить розташування груп свідомо молодих зірок вспіральних гілках Галактики. Справа в тому, що згідно Радіоастрономічногоспостереженнями міжзоряний газ концентрується переважно в спіральнихрукавах галактик. Зокрема, це має місце і в нашій Галактиці. Більш того,з детальних "радіо зображень" деяких близьких до нас галактик випливає, щонайбільша щільність міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх (по відношеннюдо центру відповідної галактики) краях спіралі. Але саме в цих частинахспіралей спостерігаються методами оптичної астрономії В«зони Н Н", тобто хмариионизованного міжзоряного газу. Причиною іонізації таких хмар може бутитільки ультрафіолетове випромінювання масивних гарячих зірок - об'єктів свідомомолодих.

Миможемо уявити картину еволюції якої-небудь зірки наступним чином. Задеяких причин (їх можна вказати кілька) початок конденсуватися хмараміжзоряного газово-пилової середовища. Досить скоро (за астрономічнимимасштабами!) під впливом сил всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюєтьсяпорівняно щільний непрозорий газова куля. Ця куля ще не можна назватизіркою, так як в його центральних областях температура недостатня для того,щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не в змозіпоки врівноважити сили притягання окремих його частин, тому він будебезперервно стискуватися. Деякі астрономи раніше вважали, що такі протозіркиспостерігаються в окремих туманностях у вигляді дуже темних компактних утворень,так званих глобул. Успіхи радіоастрономії, проте, змусили відмовитися відтакий досить наївною точки зору. Звичайно одночасно утворюється не однапротозірка, а більш-менш численна група їх. У подальшому цігрупи стають зоряними асоціаціями та скупченнями, добре відомимиастрономам.

Пристисненні протозірки температура її підвищується, і значна частинаосвобождающейся потенційної енергії випромінюється в навколишній простір. Такяк розміри стискуваної газової кулі дуже великі, то випромінювання з одиниці йогоповерхні буде незначним.

ВНадалі протозірок продовжує стискатися. Її розміри стають менше, аповерхнева температура зростає, внаслідок чого спектр стає все більшраннім. Таким чином, рухаючись по діаграмі "спектр - світність",протозірка досить швидко "сяде" на головну послідовність. Вцей період температура зоряних надр вже виявляється достатньою для того,щоб там почалися термоядерні реакції. При цьому тиск газу всередині майбутньоїзірки врівноважує тяжіння, і газова куля перестає стискатися. Протозіркастає зіркою.

3.Яквлаштована зірка і як вона живе

Зіркине залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. У Всесвіті постійнонароджуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти, як еволюціонуєзірка, як змінюються з часом її зовнішні параметри - розмір, світність,маса, необхідно проаналізувати процеси, що протікають в надрах зірки. А дляцього треба знати, як влаштовані ці надра, їх хімічний склад, температуру,щільність, тиск. Але спостереженнями доступні лише зовнішні шари зірок - їхатмосфери. Проникнути вглиб навіть найближчої зірки - Сонця - ми не можемо.Доводиться вдаватися до непрямих методів: розрахунками, комп'ютерногомоделюванню. При цьому користуються даними про зовнішніх шарах, відомими законамифізики і механіки, спільними як для Землі, так і для зоряного світу.

Умовив надрах зірок значно відрізняються від умов в земних лабораторіях, алеелементарні частинки - електрони, протони, нейтрони там ті ж, що і на Землі.Зірки складаються з тих же хімічних елементів, що і наша планета. Тому доним можна застосовувати знання, отримані в лабораторіях.

Спостереженняпоказують, що більшість зірок стійкі, тобто вони помітно не розширюються іне стискаються в протягом тривалих проміжків часу.

Визначенняхімічного складу і фізичних умов у центральних частинах зірок дозволиловирішити питання про джерела зоряної енергії. При температурі 10-30 млн.градусів і наявності великої кількості ядер водню протікають термоядерні реакції,в результаті утворюються ядра різних хімічних елементів. Не всі можливіядерні реакції заслуговують роль джерел зоряної енергії, а лише такі,які виділяють достатньо велику енергію і можуть тривати протягомкількох мільярдів років життя зірки.

Термінжиття зірки прямо залежить від її маси. Зірки з масою в 100 разів більшесонячної живуть всього кілька мільйонів років. Якщо маса становить дві-трисонячних, термін життя збільшується до мільярда років.

ВікСонця приблизно 4,5-5 млрд. років, і за цей час воно майже не змінила свогорозміру та яскравості.

Астрономине в змозі простежити життя однієї зірки від початку і до кінця. Навіть самікороткоживучі зірки існують мільйони років - довше життя не тільки однієїлюдини, а й усього людства. Проте вчені можуть спостерігати багато зірокзнаходяться на самих різних стадіях свого розвитку, - тільки що народилися івмираючі. За численними зоряним портретів вони намагаються відновитиеволюційний шлях кожної зірки і написати її біографію.

Життєвийшлях зірки досить складний. Протягом своєї історії вона розігрівається до дужевисоких температур і остигає до такої міри, що в її атмосфері починаютьутворюватися порошинки. Зірка розширюється до грандіозних розмірів, порівнянних зрозмірами орбіти Марса, і стискається до декількох десятків кілометрів.Світність її зростає до величезних величин і падає майже до нуля.

Життязірки не завжди протікає гладко. Картина її еволюції ускладнюється обертанням,іноді дуже швидким, на межі стійкості (при швидкому обертаннівідцентрові сили прагнуть розірвати зірку). Деякі зірки маютьшвидкістю обертання на поверхні 500-600 км/с. Для Сонця ця величинастановить близько 2 км/с. Сонце - зірка відносно спокійна, але навіть воновипробовує коливання з різними періодами, на його поверхні відбуваютьсявибухи і викиди речовини. Активність деяких інших зірок незрівнянно вище.На певних етапах своєї еволюції зірка може стати змінної, почавширегулярно міняти свій блиск, стискатися і знову розширюватися. А іноді на зіркахвідбуваються сильні вибухи. Коли вибухають самі масивні зірки, їхній блиск накороткий термін може перевищити блиск всіх інших зірок галактики разомузятих.

Засучасними уявленнями, життєвий шлях одиночної зірки визначається їїпочатковою масою і хімічним складом. Чому дорівнює мінімальна можлива масазірки, ми з упевненістю сказати не можемо. Справа в тому, що маломасивнізірки дуже слабкі об'єкти і спостерігати їх досить важко. Теорія зоряноїеволюції стверджує, що в тілах менше ніж сім-вісім сотих часток масиСонця довготривалі атомні реакції йти не можуть. Ця величина близька до мінімальноїмасі спостережуваних зірок, їх світність менше сонячної в десятки тисяч разів.Температура на поверхні подібних зірок не перевершує 2-3 тисячі градусів,це багряно червоні карлики.

Взірках великої маси, навпаки реакції протікають з величезною швидкістю. Якщомаса народжуваної зірки перевищує 50-70 сонячних мас, то після загоряннятермоядерного палива надзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском можепросто скинути надлишок маси. Через кілька мільйонів років, а може бути іраніше, ці зірки можуть вибухнути, як наднові (так називають вибухаютьзірки з великою енергією спалаху).

Важливуроль в житті зірки грає магнітне поле. З магнітним полем пов'язаніпрактично всі прояви сонячно...ї активності: плями, спалахи, факели та інНа зірках, магнітне поле яких сильніше сонячного, ці процеси протікають збільшою інтенсивністю. Зокрема, змінність блиску деяких таких зірокпояснюють появою плям, аналогічних сонячним, але закривають десяткивідсотків їх поверхні. Однак фізичні механізми, що обумовлюютьактивність зірок, ще не до кінця вивчені. Найбільшої інтенсивності магнітніполя досягають на компактних зоряних залишках білих карликів і особливонейтронних зірках.

4.Звездивмирають

Перетворення,В«ВигорянняВ», водню в гелій при термоядерної реакції відбувається в центральнихобластях зірки, в умовах високих температур.

Взовнішніх областях зірки водень не В«вигораєВ» через низьку температуру танизькому тиску. Так як кількість водню в центральних областях зірки

Що

Зіркиречовина.

Такроків.

ІснуєЄдиної

Якщо

Якщо

Зіркарости.систему.

Сьогодні

Відзначимо,виявлені.

Висновок

За

Завдяки

Списоклітератури

І.С. - 3-е изд., Перераб.А.Н.А.Н. і доп. -А.Д.