Реферат на тему "Рождение звезды"




Реферат на тему

текст обсуждение файлы править категориядобавить материалпродать работу




Курсовая на тему Рождение звезды

скачать

Найти другие подобные рефераты.

Курсовая *
Размер: 42.67 кб.
Язык: русский
Разместил (а): Глазкова Ирина
1 2 3 Следующая страница

добавить материал

Содержание

Введение 2
1.Рождение звёзд 3
1.1.Эволюция взглядов о рождении звёзд 3
1.2.Из чего образуются звёзды? 6
1.3.Жизнь черного облака 8
1.4.Облако становится звёздой 9
2.Основные звездные характеристики 10
2.1.Светимость и расстояние до звёзд 10
2.2.Спектры звёзд и их химический состав 11
2.3.Температура и масса звёзд 12
2.4.Связь основных звёздных величин 13
2.5.Молодые звёздные коллективы 13
3.Как устроена звезда и как она живёт 15
4.Взрывающиеся звёзды 18
4.1.Новые звёзды 20
4.2.Сверхновые звёзды 22
5.Конец жизненного пути звезды 25
5.1.Белые карлики, или будущее Солнца 25
5.2.Нейтронные звёзды 27
5.3.Чёрные дыры 28
Заключение 29
Литература 31


Введение
Звёзды… Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путь финикийским мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богов и сами боги, другими - серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес, третьим – отверстия, через которые струится небесный свет.
Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считали непременными условиями существования мира. Древние египтяне полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих Псов догонит Большую Медведицу. Наверное, для них очень важно было сознавать, что в этом неверном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.
Не удивительно, что любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда – Полынь – будет знаком конца света.
В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздам жизни отдельных людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, что роль звёзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют, а не приказывают, говорили они.
Но шло время, и люди стали всё чаще смотреть на звезды с другой, менее романтической точки зрения. Антуан де Сент-Экзюпери сказал об этом: «Вы проинтегрировали орбиту звезды, о жалкий род исследователей, и звезда перестала быть для вас живым светилом»[1]. Действительно, звёзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы.
Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

РОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД
 
Эволюция взглядов о рождении звезд.
Рождение звёзд – процесс таинственный, скрытый от наших глаз, даже вооруженных  телескопом. Лишь в середине ХХ в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника – инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона – значительно расширила наши знания о зарождении  и формировании звёзд. А началось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона.
Создав теорию всемирного тяготения, Исаак Ньютон подтолкнул многих любознательных людей к размышлениям о причинах эволюции небесных тел. Один из образованных и честолюбивых священников, доктор Ричард Бентли, стремившийся использовать научные достижения для обоснования бытия Бога, детально изучал труды Ньютона и время от времени обращался к великому физику с вопросами.
В одном из писем Бентили спросил, не может ли сила тяготения объяснить происхождение звёзд. Ньютон стал размышлять на эту тему и в ответном послании молодому священнику от 10 декабря 1692 г. изложил свой взгляд на возможность гравитационного скучивания космического вещества: «…Если бы это вещество было равномерно распределению по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных друг то друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образовываться Солнце и неподвижные звёзды…».
С того времени идея Ньютона почти никем и никогда не оспаривалась. Но понадобилось три столетия, чтобы великая догадка стала надёжной теорией, прочно опирающейся на наблюдения.
Что имел в виду Ньютон, говоря о веществе, распределённом в пространстве? Действительно, межзвёздное вещество было открыто сразу после изобретения телескопа.
Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (1783 г.) их описано 103, а в списках Уильяма Гершеля (1818 г.) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида». Наконец, в «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) значится 7840 незвёздных объектов.
В течение трёх столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звёзд и планет. Гершель, например, был абсолютно уверен, что он не только нашёл множество облаков дозвёздного вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием тяготения постепенно изменяет свою форму и конденсируется в звёзды.
Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением звёзд. Но в большинстве случаев светлые туманные пятна  оказались не газовыми облаками, а очень далёкими звёздными системами. Так что оптимизм астрономов был преждевременным и путь к тайне рождения звёзд предстоял ещё долгий.
В игру вступают физики. К середине ХIХ в. физики могли применить к звёздам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звёзды не могут светить вечно. Источник их энергии ещё не был найден, но, каким бы он ни оказался, всё равно век звезды отмерен и на смену старым должны рождаться новые звёзды.
С другой стороны, те яркие и горячие облака межзвёздного газа, которые смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звёзд. Ведь горячий  газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа.
Итак, что же победит – давление или гравитация? В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джинс впервые исследовал уравнения движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два решения. Если масса газа и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения – обычные звуковые колебания. Но если облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда облако начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар – звезду. Критические значения массы (MJ) и размера (RJ) облака, при которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься – коллапсировать, с тех пор называют джинсовскими.
Однако во времена Джинса и даже гораздо позже астрономы не могли указать тот газ, из которого формируются звёзды. Пока они искали дозвёздное вещество, физики наконец поняли, почему звёзды светят. Исследования атомного ядра и открытие термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звёзд.
Характеристики основных состояний межзвёздного газа [3]
Тип газа
Год открытия
Температура, К
Плотность, атом/см3
MJ в массах Солнца
RJ, пк
Тёплый
1921
8000
0,25
1*108
2*103
Прохладный
1950
80
40
2*103
7
Горячий
1970
3*105
0,002
5*1011
2*105
Холодный
1975
10
103
4
0,3
 
Оказалось, что чем массивнее звезда, тем ярче она светит и, значит, быстрее сжигает своё термоядерное горючее. Максимальный возраст массивных звёзд спектральных классов О и В составляет 10-30 млн. лет. Это очень мало в сравнении с возрастом других объектов Галактики. Следовательно, эти звёзды родились совсем недавно и не могли далеко уйти от места своего рождения. Одно из таких мест – туманность Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды. Впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звёзд, буквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

Из чего образуются звёзды?
Ещё Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути тёмные провалы, которые он называл «дырами в небесах». В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США) астроном Эдуард Барнард начал систематическое фотографирование неба. К 1913 г. он нашел около 200 тёмных туманностей. По его мнению, они представляли собой облака поглощающей свет материи, а вовсе не промежутки между звёздами, как считал Гершель.
Это предположение подтвердилось. Когда рядом с облаком межзвёздного газа или внутри него горячей звезды, газ остаётся холодным и не светится. Если бы облако содержало только газ, его могли бы и не заметить. Но помимо газа в межзвёздной среде в небольшом количестве (около 1% по массе) есть мелкие твёрдые частицы – пылинки размерами около 1 мкм и меньше, которые поглощают свет далёких звёзд. Потому-то холодное облако и кажется тёмным «провалом в небесах». Детальное изучение Млечного пути показало, что очень часто такие «провалы» встречаются в областях звёздообразования, подобных туманностей Ориона.
В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие чёрные пятна, которые назвал глобулами. Размер их от 0,01 до 1 пк. Они ослабляют свет лежащих за ними звёзд в десятки и сотни раз. Это значит, что вещество глобул в тысячи раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в пределах от 0,01 до 100 масс Солнца.
После открытия глобул появилось убеждение, что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены, что они-то и являются непосредственными предшественниками звёзд. Но вскоре стала очевидной поспешность такого заключения.
Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвёздной среде: с их помощью мы видим лишь горячие облака, нагретые массивными звёздами (как туманность Ориона), или маленькие тёмные глобулы  на светлом фоне. И те и другие – довольно редкие образования. Только созданные в 50-е годы радиотелескопы позволили обнаружить по излучению в линии 21 см атомарный водород, заполняющий почти всё пространство между звёздами.
Это очень разреженный газ: примерно один атом в кубическом сантиметре пространства (по меркам земных лабораторий -–высочайший вакуум!). Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд.  солнечных масс межзвёздного газа, или примерно 5% от её полной массы. Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых – кислород, углерод и азот.
Межзвёздного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 световых лет и диаметром около 30 кпк, или 100 тыс. световых лет (это диаметр галактического диска). Но и в таком тонком слое газ распределён неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные крупные облака протяженностью в парсеки и даже в десятки парсек, а массой в сотни и тысячи масс Солнца. Плотность газа в них порядка 100 атомов на кубический сантиметр, температура около -200°С. Оказалось,  что критические масса и радиус Джинса при таких условиях почти совпадают с массой и радиусом самих облаков, а это значит, что они готовы к коллапсу. Но главное открытие было ещё впереди.
Астрономы подозревали, что при относительно высокой плотности и низкой температуре, царящей в межзвёздных облаках, часть вещества должна объединяться в молекулы. В этом случае важнейшая часть межзвёздной среды недоступна наблюдениям в оптическом диапазоне.
Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвёздной среды – молекулу водорода (Н2). А при наблюдении межзвёздного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицерина.
Как выяснилось, около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца, и становится возможным формирование звёзд.
Ближайшие к нам области звёздообразования – это тёмные облака в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе.

Жизнь черного облака
Молекулярные облака устроены значительно сложнее, чем знакомые нам облака водяного пара в земной атмосфере. Снаружи молекулярное облако покрыто толстым слоем атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звёзд разрушает хрупкие молекулы. Но находящаяся в наружном слое пыль поглощает излучение, и глубже, в тёмных недрах облака, газ почти полностью состоит из молекул.
Структура облаков постоянно изменяется под действием взаимных столкновений, нагрева звёздным излучением, давления межзвёздных магнитных полей. В разных частях облака плотность газа различается в тысячу (во столько же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Размер его уменьшается всё быстрее и быстрее, а плотность растёт. Небольшие неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются, и в итоге облако фрагментирует, т.е. распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие.
При коллапсе возрастают температура и давление газа, что препятствует дальнейшему увеличению плотности. Но пока облако прозрачно для излучения, оно легко остывает и сжатие не прекращается. Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвёздного вещества, это очень важный его компонент. В тёмных облаках пылинки поглощают энергию газа и перерабатывают её в инфракрасное излучение, которое легко покидает облако, унося излишки тепла. Наконец из-за увеличения плотности отдельных фрагментов облака газ становится менее прозрачным. Остывание затрудняется, и возрастающее давление останавливает коллапс. В будущем из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составляют группу молодых звёзд в недрах молекулярного облака.
Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще – в группу звёзд продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам). Новорожденные звёзды разогревают окружающий газ, и под действием высокого давления остатки облака разлетаются. Именно этот этап мы видим в туманности Ориона. Но по соседству с ней продолжается формирование будущих поколений звёзд. Для света эти области совершенно непрозрачны и наблюдаются только с помощью инфракрасных и радиотелескопах.
Облако становится звездой
Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность – в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё  и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» – «первый»).
1 2 3 Следующая страница


Рождение звезды

Скачать курсовую работу бесплатно


Постоянный url этой страницы:
http://referatnatemu.com/6



вверх страницы

Рейтинг@Mail.ru
Copyright © 2010-2015 referatnatemu.com