Реферат з астрономії
на тему
Фізика зірок
Роботу виконала
учениця 11-го класу Е
Платонова Віра
2002 рік.
Зміст:
1. Різноманіття зірок. III
1.1. Світність зірок, зоряна величина. III
1.2. Розміри, маси, щільність зірок. IV
1.3. Різноманіття зірок. Гарвардська класифікація зоряних спектрів.
V
2. Фізичні процеси, що відбуваються в надрах зірок. VIII
2.1. Термоядерний синтез. VIII
2.2. Будова зірок. Моделі деяких типів зірок. IX
2.3. Змінні зірки. Нові і найновіші. IX
2.4. Кінець зірки - білі карлики, нейтронні зірки і чорні дірки.
XI
3. Найтиповіша зірка. XIII
3.1. Фізичні параметри Сонця. XIII
3.2. Внутрішня будова Сонця. XIII
3.3. Сонячна атмосфера. XIV
4. Список використовуваної літератури: XVI
Різноманіття зірок.
1 Світність зірок, зоряна величина.
Якщо дивитися на зоряне небо, відразу впадає в очі, що зіркирізко відрізняються по своїй яскравості - одні світять дуже яскраво, вони легкопомітні, інші важко розрізнити неозброєним оком.
Ще стародавній астроном Гіппарх запропонував розрізняти яскравість зірок. Зіркибули розділені на шість груп: до першої належать найяскравіші - це зіркипершої величини (скорочено - 1m, від латинського magnitudo - величина),зірки слабший - до другої зоряної величини (2 m) і так далі до шостоїгрупи - ледь помітні неозброєним оком зірки. Зоряна величинахарактеризує блиск зірки, тобто освітленість, яку зірка створює наземлі. Блиск зірки 1m більше блиску зірки 6 m в 100 разів.
Спочатку яскравість зірок визначалася неточно, на око; пізніше, зпоявою нових оптичних приладів, світність стали визначати точніше істали відомі менш яскраві зірки із зоряною величиною більше 6. (Самийпотужний російський телескоп - 6-ти метровий рефлектор - дозволяє спостерігатизірки до 24-ї величини.)
Зі збільшенням точності вимірювань, появою фотоелект-річескіхфотометрів, зростала точність вимірювання яскравості зірок. Зоряні величинистали позначати дрібними числами. Найбільш яскраві зірки, а також планетимають нульову або навіть негативну величину. Наприклад, Місяць уповний місяць має зоряну величину -12,5, а Сонце - -26,7.
У 1850 р. англійський астроном Н. Поссон вивів формулу:
E1/E2 = (5? 100) m3-m1? 2,512 m2-m1
, де E1 та E2 - освітленості, створювані зірками на Землі, а m1 і m2
- Їх зоряні величини. Іншими словами, зірка, наприклад, перший зоряноївеличини в 2,5 рази яскравіше зірки другої величини і в 2,52 = 6,25 разів яскравішимизірки третього величини.
Однак значення зоряної величини недостатньо для характеристикисвітності об'єкта, для цього необхідно знати відстань до зірки.
Відстань до предмета можна визначити, чи не добираючи до ньогофізично. Потрібно виміряти напрямок на цей предмет з двох кінціввідомого відрізка (базису), а потім розрахувати розміри трикутника,утвореного кінцями відрізка і віддаленим предметом. Цей метод називаєтьсятріангуляції.
Чим більше базис, тим точніше результат вимірювань. Відстані до зірокнастільки великі, що довжина базису повинна перевищувати розміри земної кулі,інакше помилка вимірювання буде велика. На щастя, спостерігач разом зпланетою подорожує протягом року навколо Сонця, і якщо він зробитьдва спостереження однієї і тієї ж зірки з інтервалом у кілька місяців, товиявиться, що він розглядає її з різних точок земної орбіти, - а це вжепорядна базис. Направлення на зірку зміниться: вона трохи зміститься натлі більш далеких зірок. Це зміщення називається параллактичний, а кут,на який змістилася зірка на небесній сфері, - паралакс. Річнимпаралакс зірки називається кут, під яким з неї було видно середнійрадіус земної орбіти, перпендикулярний напрямку на зірку.
З поняттям паралакса пов'язана назва однієї з основних одиницьвідстаней в астрономії - парсек. Це відстань до уявної зірки,річний паралакс якої дорівнював би точно 1''. Річний паралакс будь-якийзірки пов'язаний з відстанню до неї простою формулою:
r = 1/П
, де r - відстань у парсеках, П - річний паралакс в секундах.
Зараз методом паралакса визначені відстані до багатьох тисяч зірок.
Тепер, знаючи відстань до зірки, можна визначити її світність --кількість реально випромінюється нею енергії. Її характеризує абсолютназоряна величина.
Абсолютна зоряна величина (M) - така величина, яку мала бзірка на відстані 10 парсек (32,6 світлових років) від спостерігача. Знаючивидиму зоряну величину і відстань до зірки, можна знайти її абсолютнузоряну величину:
M = m + 5 - 5 * lg (r)
Найближча до Сонця зірка Проксіма Центавра - крихітний тьмяний червонийкарлик - має видиму зоряну величину m =- 11,3, а абсолютну M = 15,7.
Незважаючи на близькість до Землі, таку зірку можна розгледіти тільки в потужнийтелескоп. Ще більш тьмяна зірка № 359 по каталогу Вольфа: m = 13,5; M = 16,6.
Наше Сонце світить яскравіше, ніж Вольф 359 в 50000 разів. Зірка? Золотої Риби
(у південній півкулі) має тільки 8-у видиму величину і не помітнанеозброєним оком, але її абсолютна величина M =- 10,6; вона в мільйон разівяскравіше Сонця. Якщо б вона знаходилася від нас на такій же відстані, як
Проксіма Центавра, вона б світила яскравіше Місяця в повний місяць.
Для Сонця M = 4,9. На відстані 10 парсек сонце буде видно слабкоюзірочкою, ледве помітною неозброєним оком.
2 Розміри, маси, щільність зірок.
Зірки такі далекі, що навіть у найбільший телескоп вони виглядають всьоголише точками. Як же дізнатися розмір зірки?
На допомогу астрономам приходить Місяць. Вона повільно рухається на тлізірок, по черзі перекриваючи що йде від них світло. Хоча кутовий розмір зіркинадзвичайно малий, Місяць затуляє її не відразу, а за час в декілька сотихабо тисячних часток секунди. За тривалістю процесу зменшенняяскравості зірки при покритті її Місяцем визначають кутовий розмір зірки. А,знаючи відстань до зірки, з кутового розміру легко отримати її справжнірозміри.
Але лише невелика частина зірок на небі розташована так вдало, що можепокриватися Місяцем. Тому зазвичай використовують інші методи оцінки зорянихрозмірів. Кутовий діаметр яскравих і не дуже далеких світил може бутибезпосередньо виміряно спеціальним приладом - оптичним інтерферометрів.
Але в більшості випадків радіус зірки (R) визначають теоретично, виходячиз оцінок її повної світності (L) і температури (T):
R2 = L/(4?? T4)
Розміри зірок бувають дуже різні. Зустрічаються зірки надгіганти,радіус яких в тисячі разів більше сонячного. З іншого боку відомізірки-карлики з радіусом в десятки разів менше, ніж у Сонця.
Найважливішою характеристикою зірки є маса. Чим більше речовинизібралося в зірку, тим вище тиск і температура в її центрі, а цевизначає практично всі інші характеристики зірки, а так самоособливості її життєвого шляху.
Прямі оцінки маси можуть бути зроблені тільки на підставі законувсесвітнього тяжіння. Маса зірок коливається в значно меншихмежах: приблизно від 1028 до 1032 кілограм. Існує зв'язок між масоюзірки та її світність: чим більша маса зорі, тим більше її світність.
Світність пропорційна приблизно четвертого ступеня маси зірки:
Сильно розрізняються щільності зірок. Наприклад, щільність червоногогіганта Бетелгейзе у півтори тисячі разів менше щільності кімнатного повітря
(мається на увазі середня щільність; в центрі зірки щільність набагатобільше, ніж на поверхні). До речі, діаметр цієї зірки в 300 разів більшедіаметра Сонця, обсяг, відповідно, в 27 мільйонів разів більше, а масавсього в 15 разів перевищує сонячну. А щільність білого карлика Сіріус в
30000 разів більше щільності води, тобто в 1500 разів більше щільностізолота. 1 літр такої речовини важить 30 тонн.
3 Різноманіття зірок. Гарвардська класифікація зоряних спектрів.
Основний метод вивчення зірок - дослідження їх спектрів. Спеціальнийапарат, встановлений на телескопі, за допомогою дифракційної решіткирозкладає світло зірки по довжинах хвиль у райдужну смужку спектру.
Астрономи отримують безліч відомостей про зірок, розшифровувавши їх спектри.
Спектр зірки дозволяє визначити, яка енергія приходить від зірки нарізних довжинах хвиль, і оцінити її температуру точніше, ніж за кольором.
Численні темні лінії, що перетинають спектральну смужку, пов'язані зпоглинанням світла атомами різних елементів в атмосфері зірок. Так яккожен хімічний елемент має свій набір ліній, спектр дозволяєвизначити, з яких речовин складається зірка. Спектри зірок можна розділитина декілька основних класів.
Ще в 70-х роках XIX століття один з піонерів астрофізики директор
Ватиканської обсерваторії А. Секкі запропонував першу класифікацію зорянихспектрів. Пізніше вона була розширена і уточнена.
У 1924 році Гарвардська обсерваторія завершила публікацію каталозі Г.
Дрепера, що містить класифікацію понад 225 тисяч зірок. Сучаснакласифікація є уточненої і доповненої версією цієї класифікації,загальноприйнятою в сучасній астрономії.
За Гарвардської класифікації виділялося сім спектральних класів,позначених латинськими літерами O, B, A, F, G, K, M. Під час руху по рядузліва направо змінюється колір зірки: O - блакитний, А - білий, G - жовтий, М
- Червоний. У тому ж напрямку відповідно зменшується температуразірок.
Пізніше до Гарвардської класифікації спектрів були додані двавідгалуження і ще один головний клас W. У підсумку класифікація зорянихспектрів нині виглядає таким чином:
Крім того, кожен основний клас ділиться ще на десять підкласів,наприклад О1, О2, О3 і так далі. Наше Сонце відноситься до класу G2.
Зірки мають в основному приблизно однаковий хімічний склад: основнікомпоненти - водень і гелій з невеликими домішками інших речовин. Томурізноманітність спектрів пояснюється різними температурами зірок.
Найгарячіші зірки - зірки класу W. Температура їх поверхнідосягає 100000 К. Їх колір - блакитний. Блакитні також зірки класу O.
Їх температура від 50000 К і нижче. Блакитно-білі зірки класу B маютьтемпературу 12000 - 25000 К; білі зірки класу А - 11000 К. Жовті зіркикласів F і G і жовтувато-оранжеві класу До мають температуру близько 4500
К. І, нарешті, самі холодні зірки - червоні зірки класу М зтемпературою нижче 3600 К.
У 1905 році голландський астроном Е. Герцпрунг спробував зіставитиабсолютні величини зірок і їх спектральні класи. У 1913 році його роботузавершив американець Г. Рассел. У результаті вийшла знаменитадіаграма, названа іменами вчених.
Як видно з діаграми, спектральний клас зірки та її світністьзнаходяться в деякій залежності: точки, які відповідають різнимзіркам, групуються у кілька скупчень. Ці скупчення називаютьпослідовностями.
Основна маса зірок належить головній послідовності. Чимгаряче зірка головної послідовності, тим більшу світність вонамає. Окрім головної послідовності виділяються також білі карлики,гіганти і надгіганти.
Діаграма показує, що зірки даного спектрального класу не можутьмати довільну світність, і навпаки, зірки певної світностіне можуть мати довільну температуру.
Фізичні процеси, що відбуваються в надрах зірок.
Зірки не залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. Під
Всесвіту постійно народжуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти,як еволюціонує зірка, як змінюються з часом її зовнішніпараметри - розмір, світність, маса, необхідно проаналізуватипроцеси, що протікають в надрах зірки. Але спостереженнями доступні лише зовнішнішари зірок - їх атмосфери. Проникнути в глиб навіть найближчої зірки -
Сонця - ми не можемо. Доводиться вдаватися до непрямих методів: розрахунками,комп'ютерного моделювання.
1 Термоядерний синтез.
Ще в кінці XIX століття фізики вважали, мінімальна частка речовини --атом - постійна і незмінні. Проте відкриття Беккерелем природноїрадіоактивності показало, що елементи не незмінні, всі елементи важчевісмуту виявилися радіоактивними.
Коли маси атомів були виміряні з великою точністю, виявилося. Щопри злитті двох або більше ядер легких елементів або при дробленні ядердуже важких елементів може бути отриманий величезний вихід енергії.
Найбільш міцно пов'язані ядра мають речовини з атомною вагою між 50та 65, наприклад, залізо (56). Більш легкі ядра менш міцні, тому щовідношення поверхні до об'єму у них більше, а нуклон на поверхні ядраутримується слабкіше, ніж усередині. У важких ж ядрах зв'язку слабкіше черезвпливу електростатичного відштовхування.
У зв'язку з цим було зроблено висновок, що всередині зірок повинні проходитиядерні перетворення, які і служать невичерпним джерелом енергіїзірок. Фізик Джинс висловив припущення, що це процеси поділу.
Еддінгтон зайняв протилежну точку зору, доводячи, що в зірках йдесинтез. Верной виявилася позиція Еддінгтона.
Вчені встановили, що при відносно низьких температурах (до 20мільйонів градусів) існують два види реакцій: "протон - протонналанцюжок "і" вуглецево-азотний цикл ". Обидва процеси ведуть до перетворенняводню в гелій, як і передбачав у 1920 році Еддінгтон, і при цьомувиділяється величезна кількість енергії. Це підтвердили вибухи водневихбомб, також використовують енергію термоядерного синтезу.
При температурах порядку 10 мільйонів градусів переважає протон --протонна ланцюжок; при більш високих - вище 20 мільйонів градусів --вуглецево-водневий цикл.
Розрахунками Еддінгтона було показано, що низькі температури існують вслабких зірок малої маси, а найвищі - у яскравих, масивних зірок. Прибільш високих температурах, порядку 100 мільйонів градусів, йде вигоряннягелію. Відбуваються такі термоядерні реакції:
He4 + He4? Be8
Be4 + He4> C12 + енергія
Be8 нестабільний і швидко розпадається знову на 2?-Частинки, але якщо Be8встигає захопити третій?-частинку, він перетворюється на С12, наступна? --частинка, що додаються до С12, дає кисень О16. вигоряння гелію зперетворенням на вуглець і кисень йде в надрах зірок-гігантів, а в більшвіддалених від центру частинах йде вигоряння водню.
Слід зазначити, що, якщо б ядро Беріл-8 було стабільним, тореакції вигоряння гелію не протікали б відносно спокійно, а приводилиб колосальний швидкому виділенню енергії, і зірки б відразувибухали.
При високих температурах всередині зірок-гігантів можливі реакції синтезубільш важких елементів - аж до заліза. Захват нейтронів, що утворюютьсяпри термоядерних реакціях, може призводити до утворення ще більш важкихелементів.
що відбуваються в зірках реакції дозволяють пояснити елементний складнашого всесвіту, яка складається приблизно на ѕ з водню, на
