додати матеріал

приховати рекламу

Зірки

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

Основні зоряні характеристики

Освітленість і відстань до зірок

Перш за все треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним винятком, спостерігаються як "точкові" джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи можна побачити зірки у вигляді "реальних" дисків. Підкреслюю слово "реальних", так як завдяки суто інструментальним ефектам, а головним чином неспокійна атмосфера, в фокальній площині телескопів виходить "хибне" зображення зірки у вигляді диска. Кутові розміри цього диску рідко бувають менше однієї секунди дуги, між тим як навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієї сотої частки секунди дуги.

Отже, зірка навіть у найбільший телескоп не може бути, як кажуть астрономи, "дозволена". Це означає, що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зір у різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина.

Освітленість визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія своєму розпорядженні цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, що не перевищують кількох десятків парсек, відстань визначається відомим ще з початку минулого століття тригонометричним методом, що полягає у вимірюванні мізерно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різні пори року. Цей метод має досить велику точність і досить надійний. Однак для більшості інших більш віддалених зірок він вже не годиться: занадто малі зміщення положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але тим не менш достатньо надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, за деякими піднаглядним особливостям їх випромінювання.

Спектри зірок та їх хімічний склад

Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Вже давно спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається літерами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1. . . В9, А0 і так далі. Спектр зірок у першому наближенні схожий на спектр випромінює "чорного" тіла з деякою температурою Т. Ці температури плавно змінюються від 40-50 тисяч градусів у зірок спектрального класу О до 3000 градусів у зірок спектрального класу М. У відповідності з цим основна частина випромінювання зірок спектральних класів О і В припадати на ультрафіолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхні землі. Однак в останні десятиліття були запущені спеціалізовані штучні супутники землі; на їх борту були встановлені телескопи, за допомогою яких стало можливим дослідити і ультрафіолетове випромінювання.

Характерною особливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, які належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.

Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, звідки до нас "безпосередньо" приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість інших елементів досить невелика. Приблизно га кожні десять тисяч атомів водню доводиться тисячі атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю та азоту і всього лише один атом заліза. Велика кількість інших елементів абсолютно нікчемною. Без перебільшення можна сказати, що зовнішні шари зірок - це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою більш важких елементів.

Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є її колір. Гарячі зірки спектральних класів О і В мають блакитний колір; зірки, подібні з нашим Сонцем (спектральний клас якого G2), представляються жовтими, зірки ж спектральних класів К і М - червоні. В астрофізиці є ретельно розроблена і цілком об'єктивна система кольорів. Вона заснована на порівнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні суворо еталонірованние світлофільтри. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один з яких пропускає переважно сині промені ("В"), а інший має криву спектральної чутливості, подібну з людським оком ("V"). Техніка вимірювань кольору зірок настільки висока, що за вимірюваним значенням BV можна визначити спектр зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз квітів - єдина можливість їх спектральної класифікації.

Температура та маса зірок

Знання спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Так як зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, випроменена одиницею їх поверхні, визначається із закону Стефана Больцмана:

- Постійна Больцмана

Потужність випромінювання всієї поверхні зірки, або її світність, очевидно буде дорівнює

(*), Де R - радіус зірки. Таким чином, для визначення радіуса зірки треба знати її світність і температуру поверхні.

Нам залишається визначити ще одну, чи не найважливішу характеристику зірки - її масу. Треба сказати, що це зробити не так то просто. А головне існує не так вже й багато зірок, для яких є надійні визначення їх мас. Останні легше за все визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період обертання Р відомі. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:

, Тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі всесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відомо ставлення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. До жалю, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожної із зірок.

По суті кажучи, астрономія не мала і не має в своєму розпорядженні в даний час методом прямого і незалежного визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольовану зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такій ситуації астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковою світністю і кольором мають однакові маси. Останні ж визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її "сестра", що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з певною обережністю.

Зв'язок основних зоряних величин

Отже, сучасна астрономія розпорядженні методами визначення основних зоряних характеристик: світності, поверхневої температури (кольору), радіуса, хімічного складу і маси. Виникає важливе питання: чи є ці характеристики незалежними? Виявляється, немає. Перш за все є функціональна залежність, що зв'язує радіус зірки, її болометричний світність і поверхневу температуру. Ця залежність представляється простою формулою (*) і є тривіальною. Поряд з цим, проте, давно вже була виявлена ​​залежність між світністю зірок і їх спектральним класом (або, що фактично одне і те ж, - кольором). Цю залежність емпірично встановили (незалежно) на великому статистичному матеріалі ще на початку нашого століття видатні астрономи датчанин Герцшпрунг і американець Рассел.

Зірки народжуються

Міжзоряний газ

Потрібно було, однак, тисячолітній розвиток науки, щоб людство усвідомило простий і разом з тим величний факт, що зірки - це об'єкти, більш-менш схожі на Сонце, але тільки віддалені від нас на незрівнянно більші відстані. Ньютон був першим, хто правильно оцінив відстані до зірок. Два століття після великого англійського вченого майже усіма мовчазно приймалося, що жахливо великих розмірів простір, в якому знаходяться зірки, є абсолютна порожнеча. Лише окремі астрономи час від часу порушували питання про можливе поглинання світла в міжзоряному середовищі. Тільки на самому початку XX сторіччя німецький астроном Гартман переконливо довів, що простір між зірками представляє собою аж ніяк не міфічну порожнечу. Воно заповнене газом, правда, з дуже малою, але цілком визначеною щільністю. Це видатні відкриття, так само як і багато інших, було зроблено за допомогою спектрального аналізу.

Майже половину століття міжзоряний газ досліджувався головним чином шляхом аналізу утворюються в ньому ліній поглинання. З'ясувалося, наприклад, що досить часто ці лінії мають складну структуру, тобто складаються з кількох близько розташованих один до одного компонент. Кожна така компонента виникає при поглинанні світла зірки в якому-небудь певному хмарі міжзоряної середовища, причому хмари рухаються один щодо одного зі швидкістю, близькою до 10 км / сек. Це і призводить завдяки ефекту Доплера до незначного зміщення довжин хвиль ліній поглинання.

Хімічний склад міжзоряного газу в першому наближенні виявився досить близьким до хімічного складу Сонця і зірок. Переважаючими елементами є водень і гелій, між тим як інші елементи ми можемо розглядати як "домішки".

Міжзоряне пил

До цих пір, кажучи про міжзоряному середовищі, ми мали на увазі тільки міжзоряний газ. але є й інша компонента. Мова йде про міжзоряного пилу. Ми вже згадували вище, що ще в минулому сторіччі дебатувалося питання про прозорість міжзоряного простору. Тільки близько 1930 року з безсумнівністю було доведено, що межзведное простір дійсно не зовсім прозоро. Поглинаюча світло субстанція зосереджена в досить тонкому шарі близько галактичної площини. Сильніше всього поглинаються сині і фіолетові промені, тим часом як поглинання в червоних променях порівняно невелика.

Що ж це за субстанція? Зараз вже є доведеним, що поглинання світла обумовлено міжзоряного пилом, то є твердими мікроскопічними частинками речовини, розмірами менше мікрона. Ці пилинки мають складний хімічний склад. Встановлено, що пилинки мають досить витягнуту форму і в якійсь мірі "орієнтуються", тобто напрями їх витягнутості мають тенденцію "шикуватися" в даному хмарі більш-менш паралельно. З цієї причини проходить через тонку середу зоряний світ стає частково поляризованим.

Різноманітність фізичних умов

Характерною особливістю міжзоряного середовища є велика різноманітність наявних у ній фізичних умов. Там є, по-перше, зони, кінетична температура яких різниться на два порядки. Є порівняно щільні хмари з концентрацією частинок газу, що перевищує кілька тисяч на кубічний сантиметр, і дуже розряджена середовище між хмарами, де концентрація не перевищує 0,1 частки на кубічний сантиметр. є, нарешті, величезні області, де поширюються хвилі від вибухів зірок.

Поряд з окремими хмарами як іонізованого так і неіонізованих газу в Галактиці спостерігаються значно більші за своїми розмірами, масою та густиною агрегати холодного міжзоряного речовини, що отримали назву "газово-пилових комплексів". Для нас істотним є те, що в таких газово-пилових комплексах відбувається найважливіший процес конденсації зірок з дифузною міжзоряного середовища.

Чому повинні народжуватися нові зірки?

Значення газово-пилових комплексів в сучасній астрофізиці дуже велике. Справа в тому, що вже давно астрономи, в значній мірі інтуїтивно, пов'язували освіти конденсації в міжзоряному середовищі з найважливішим процесом утворення зірок з "дифузної" порівняно розрядженою газово-пилової середовища. Які ж підстави існують для припущення про зв'язок між газово-пиловими комплексами і процесом звездообразоанія? Перш за все слід підкреслити, що вже принаймні з сорокових років нашого століття астрономам ясно, що зірки в Галактиці повинні безперервно (тобто буквально "на наших очах") утворюватися з якоїсь якісно іншої субстанції. Справа в тому, що до 1939 року було встановлено, що джерелом зоряної енергії є що відбувається в надрах зірок термоядерний синтез. Грубо кажучи, що пригнічують більшість зірок випромінюють тому, що в їхніх надрах чотири протона з'єднуються через ряд проміжних етапів в одну альфа-частинку. Оскільки маса одного протона (в атомних одиницях) дорівнює 1,0081, а маса ядра гелію (альфа-частинки) дорівнює 4,0039, то надлишок маси, що дорівнює 0,007 атомної одиниці на протон, повинен виділитися як енергія. Тим самим визначається запас ядерної енергії в зірку, яка постійно витрачається на випромінювання. У найсприятливішому випадку чисто водневої зірки запасу ядерної енергії вистачить не більше, ніж на 100 мільйонів років, в той час як у реальних умовах еволюції час життя зірки виявляється на порядок менше цієї явно завищеною оцінки. Але десяток мільйонів років - незначний термін для еволюції нашої Галактики, вік якої ніяк не менше ніж 10 мільярдів років. Вік масивних зірок вже можна порівняти з віком людства на Землі! Значить зірки (принаймні, масивні з високою світністю) ніяк не можуть бути в Галактиці "спочатку", тобто з моменту її утворення. Виявляється, що щорічно в Галактиці "вмирає" щонайменше одна зірка. Значить, для того, щоб "зоряне плем'я" не "виродилося", необхідно, щоб стільки ж зірок в середньому утворювалося в нашій Галактиці кожен рік. Для того, щоб на протязі тривалого часу (обчислюваними мільярдами років) Галактика зберігала б незмінними свої основні особливості (наприклад, розподіл зірок по класах, або, що практично одне і теж, за спектральним класом), необхідно, щоб в ній автоматично підтримувалося динамічна рівновага між народжуються і "гинуть" зірками. У цьому відношенні Галактика схожа на первісний ліс, що складається з дерев різних видів і вікових груп, причому вік дерев набагато менше віку лісу. Є, правда, одна важлива відмінність між Галактикою і лісом. У Галактиці час життя зірок з масою менше сонячної перевищує її вік. Тому слід очікувати поступового збільшення числа зірок з порівняно невеликою масою, тому що вони поки ще "не встигли" померти, а народжуватися продовжують. Але для більш масивних зірок згадане вище динамічна рівновага неминуче повинно виконуватися.

Газово-пилові комплекси - колиска зірочок

Звідки ж беруться в нашій Галактиці молоді і "сверхмолодие" зірки? З давніх пір, за усталеною традицією, висхідною до гіпотези Канта і Лапласа про походження Сонячної системи, астрономи припускали, що зірки утворюються з розсіяною дифузної газово-пилової середовища. Було тільки одне суворе теоретичну підставу такого переконання - гравітаційна нестійкість спочатку однорідної дифузної середовища. Справа в тому, що в такому середовищі неминучі малі обурення щільності, тобто відхилення від строгої однорідності. надалі, однак, якщо маси цих конденсацій перевершують деякий межа, під впливом сили всесвітнього тяжіння малі обурення будуть наростати і спочатку однорідне середовище розіб'ється на декілька конденсацій. Під дією сили гравітації ці конденсації будуть продовжувати скорочуватися і, як можна вважати, врешті-решт перетворяться на зірки.

Характерне час стиснення хмари до розмірів протозірки можна оцінити за простою формулою механіки, яка описує вільне падіння тіла під впливом деякого прискорення. Так, наприклад, хмара з масою, рівною сонячній, стиснеться за мільйон років.

У процесі тільки що описаної першій стадії конденсації газово-пилової хмари в зірку, яка називається "стадією вільного падіння", звільняється певна кількість гравітаційної енергії. Половина звільнилася при стисканні хмари енергії повинна залишити хмара у вигляді інфрачервоного випромінювання, а половина піти на нагрівання речовини.

Як тільки стискуваної хмара стане непрозорим для свого інфрачервоного випромінювання, світність його різко впаде. Воно буде продовжувати стискуватися, але вже не за законом вільного падіння, а набагато повільніше. Температура його внутрішніх областей, після того як процес дисоціації молекулярного водню закінчиться, буде неодмінно підвищуватися, так як половина звільняється при стисканні гравітаційної енергії буде йти на нагрів хмари. Втім, такий об'єкт назвати хмарою вже не можна. Це вже справжнісінька протозірка.

Таким чином, з простих законів фізики слід очікувати, що може мати місце єдиний і закономірний процес еволюції газово-пилових комплексів спочатку в протозірки, а потім і в зірки. Однак можливість - це ще не є дійсність. Найпершим завданням спостережної астрономії є, по-перше, вивчити реальні хмари міжзоряного середовища і проаналізувати, чи здатні вони стискуватися під дією власної гравітації. Для цього треба знати їх розміри, щільність і температуру. По-друге, дуже важливо отримати додаткові аргументи на користь "генетичної близькості хмар і зірок (наприклад, тонкі деталі їх хімічного і навіть ізотопного складу, генетичний зв'язок зірок і хмар і інше). По-третє, дуже важливо отримати зі спостережень неспростовні свідчення існування самих ранніх етапів розвитку протозвезд (наприклад, спалахи інфрачервоного випромінювання в кінці стадії вільного падіння). Крім того, тут можуть спостерігатися, і, мабуть, спостерігаються зовсім несподівані явища. Нарешті, слід детально вивчати протозірки. Але для цього насамперед треба вміти відрізняти їх від "нормальних" зірок.

Зоряні асоціації

Емпіричним підтвердженням процесу утворення зірок з хмар міжзоряного середовища є щось давно відоме обставина, що масивні зірки класів О і В розподілені в Галактиці не однорідний, а групуються в окремі великі скупчення, які пізніше отримали назву "асоціації". Але такі зірки мають бути молодими об'єктами. Таким чином, сама практика астрономічних спостережень підказувала, що зірки народжуються не поодинці, а як би гніздами, що якісно узгоджується з уявленнями теорії гравітаційної нестійкості. Молоді асоціації зірок (які складаються не тільки з одних гарячих масивних гігантів, а й з інших примітних, свідомо молодих об'єктів) тісно пов'язані з великими газово-пиловими комплексами міжзоряного середовища. Природно вважати, що такий зв'язок має бути генетичної, тобто ці зірки утворюються шляхом конденсації хмар газово-пилової середовища.

Процес народження зірок, як правило, не помітний, тому що прихований від нас завісою поглинає світло космічного пилу. Тільки радіоастромонія, як можна тепер з великою впевненістю вважати, внесла радикальна зміна в проблему вивчення народження зірок. По-перше, міжзоряне пил не поглинає радіохвилі. По-друге, радіоастрономія відкрила зовсім несподівані явища в газово-пилових комплексах межзвездой середовища, які мають пряме відношення до процесу зореутворення.

Коротко про всьому процесі народження

Ми досить детально розглядали питання про конденсацію в протозірки щільних холодних молекулярних хмар, на які з-за гравітаційної нестійкості розпадається газово-пилової комплекс міжзоряного середовища. Тут важливо ще раз підкреслити, що цей процес є закономірним, тобто неминучим. У самому справі, теплова нестійкість міжзоряного середовища неминуче веде до її фрагментації, тобто до поділу на окремі, порівняно щільні хмари і межоблачную середу. Однак власна сила тяжіння не може стиснути хмари - для цього вони недостатньо щільні і великі. Але тут "вступає в гру" міжзоряне магнітне поле. У системі силових ліній цього поля неминуче утворюються доволі глибокі "ями", куди "стікаються" хмари міжзоряного середовища. Це призводить до утворення величезних газово-пилових комплексів. У таких комплексах утворюється шар холодного газу, так як іонізуюче міжзоряний вуглець ультрафіолетове випромінювання зірок сильно поглинається що знаходиться в щільному комплексі космічним пилом, а нейтральні атоми вуглецю сильно охолоджують міжзоряний газ і "термостатують" його при дуже низькій температурі - близько 5-10 градусів Кельвіна. Так як в холодному шарі тиск газу дорівнює зовнішньому тиску навколишнього більш нагрітого газу, то щільність у цьому шарі значно вище і досягає декількох тисяч атомів на кубічний сантиметр. Під впливом власної гравітації холодний шар, після того як він досягне товщини близько одного парсека, почне "фрагментувати" на окремі, ще більш щільні згустки, які під впливом власної гравітації будуть продовжувати стискатися. Таким цілком природним чином в міжзоряному середовищі виникають асоціації протозвезд. Кожна така протозірка еволюціонує зі швидкістю, що залежить від її маси.

Коли істотна частина маси газу перетворитися на зірки, міжзоряний магнітне поле, яке своїм тиском підтримувало газово-пилової комплекс, природно, не буде надавати впливу на зірки і молоді протозірки. Під впливом гравітаційного тяжіння Галактики вони почнуть падати до галактичної площини. Таким чином, молоді зоряні асоціації завжди повинні наближатися до галактичної площини.

Список літератури

1. І. С. Шкловський. Зірки: їх народження, життя і смерть

2. П. І. Бакулін. Курс загальної астрономії

3. Ю. М. Єфремов. У глибини Всесвіту

Для підготовки даної роботи були використані матеріали з сайту http://referat2000.bizforum.ru/


Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Виробництво і технології | Реферат | 42,1кб. | скачати

Схожі роботи:
Народження зірки
Зірки та їх вивчення
Подвійні зірки
Змінні зірки
Що таке зірки
Подвійні зірки
Подвійні зірки 2
Зірки та їх еволюція 2
Зірки та їх еволюція
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru