Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования
«Нижегородский государственный педагогический университет
имени Козьмы Минина»
Факультет Педагогики и психологии
Кафедра «Технологий сервиса и технологического образования»
РЕФЕРАТ
по курсу «Концепции современного естествознания»
на тему: Физика звёзд
Алексанова Анна
Н. Новгород
2017
Содержание
Введение
Исследование эволюции звезд всегда было одной из важнейших задач астрономии. Каких только фантастических гипотез не было высказано. Кажется очевидным, что главной задачей современной астрофизики должно быть построение такой теории звёзд, которая даёт объяснение тем зависимостям параметров звёзд и Солнца, которые измерены астрономами. К сегодняшнему дню таких зависимостей накопилось уже около десятка: это зависимости температура-радиус-светимость-масса тесных двойных звёзд, спектры сейсмических колебаний Солнца, распределение звёзд по массе, магнитные поля звёзд и т.д. Все эти зависимости определяются явлениями, происходящими внутри звёзд. Поэтому построение теории внутреннего строения звёзд должно опираться на эти количественные данные как на краевые условия. Однако современная астрофизика предпочитает более умозрительный подход: детально разрабатываются качественные теории звёзд, которые не доводятся до таких количественных оценок, которые можно было бы сравнить с данными астрономов. Всем этим занимается один из разделов астрономии-физика звезд. Современная физика звёзд вместо изучения фундаментальных закономерностей звёздного строения подменяется классификацией по физическим параметрам, таким как: масса, плотность, температура, светимость, магнитные поля и т.д., и по своей методологии и сущности сильно напоминает ботанику.
Данная тема реферата очень актуальна, т.к. в настоящее время большое внимание уделяется Вселенной и ее составляющим. Происходит активное изучение характеристик небесных тел, их строение, химический состав и физические свойства.
Целью данного реферата является изучение аспектов такой науки, как физика звезд. звезда солнце температура герцшпрунг
Задачи реферата:
1. Выявить основные физические характеристики звёзд;
2. Рассмотреть физические свойства звёзд;
3. Рассмотреть физические характеристики Солнца как самой большой звезды.
1. Физика звёзд и особенности данной науки как одного из разделов астрономии
Физика звёзд - один из важнейших разделов астрономии. Она развивалась в двух направлениях - изучение строения наружных слоёв звезды, из которых излучение выходит непосредственно (звёздные атмосферы), и исследование звёздных недр и происходящих там процессов, определяющих строение и эволюцию звезды как целого. Изучение звёздных атмосфер - это фактически интерпретация звёздных спектров. В 1-й половине 20в. сложилась эмпирическая двумерная классификация звёздных спектров. Создание последовательной теории звёздных спектров стало возможным лишь с развитием квантовой механики, позволившей понять физику элементарных процессов взаимодействия излучения и вещества. Один из важнейших фактов, установленных при изучении звёздных спектров, - сходство химического состава атмосфер большинства нормальных звезд диска Галактики с химическим составом атмосферы Солнца. У звёзд сферической составляющей нашей Галактики содержание тяжёлых элементов в десятки и сотни раз ниже солнечного. Этот факт, обнаруженный в 1940-50-х гг., нашёл объяснение в созданной в 1950-60-х гг. теории происхождения химических элементов в звёздах, согласно которой все химические элементы, кроме водорода и частично гелия и лития, были синтезированы в недрах нескольких поколений звёзд. Наблюдательной основой изучения строения и эволюции звёзд служат статистические зависимости между их основными глобальными параметрами - массами, светимостями и радиусами [1, c.45-47].
Таким образом, создание последовательной теории строения и эволюции звёзд - одно из крупных достижений естествознания 20 в. В астрономии теория звёздной эволюции сыграла роль, сопоставимую с ролью дарвиновской теории эволюции в биологии.
2. Физические свойства звёзд
2.1 Масса звёзд
Масса звезд как объект исследования представляет очень важную характеристику. Масса различается в зависимости от количества вещества, находящегося в звезде. Соответственно от количества вещества меняется и давление, температура и многие-многие другие факторы. В настоящее время астрономия не располагает методом прямого и независимого определения массы изолированной звезды. Для звезд главной последовательности установлено, что чем больше масса, тем выше светимость звезды. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. А вообще массы звезд, от самой большой до самой маленькой, различаются всего в несколько сот раз. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. Чаще всего это светимость. Для многих звезд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость не линейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. Массы звезд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца (При меньшей массе температура даже в центре тела будет не достаточно велика для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звездам.) [2, с.81].
Таким образом, по массе звезды различаются всего в несколько сот раз - гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).
2.2 Плотность звёзд
Плотность звезд зависит в большей степени от размера звезды. Вспомним общеизвестное правило, что у звезд-гигантов и сверхгигантов плотность намного меньше (5..10 мг/м3), чем у средних и маленьких звезд. Лидерами по плотности являются звезды карлики (их плотность варьируется от 900 до 1011 кг/м3). Большую разбежку в плотности можно объяснить весьма интересными свойствами веществ этих звезд. Дело в том, что электроны звездного вещества оторваны от атомов ядер. А агрегатное состояние этого вещества сложно назвать однозначно. Ведь это и не жидкое, и не твердое состояние, но, тем не менее, его принято считать газообразным [2, c.83-85].
2.3 Светимость звезд
При помощи использования современных телескопов, стало возможно разделение звезд в зависимости от их яркости на 24 группы. Ранее было принято делить звезды только лишь на шесть групп. За единицу измерения яркости звезд принять считать латинскую букву «m», сокращенное слово «magnitude», что в переводе с латинского означает величина. Самые яркие звезды относят к звездам первой величины (1m). Звезды с меньшей яркостью относят к 2m. Дальнейшее деление яркости звезд происходит по нисходящей (то есть самые слабые звезды относят к группе 24m). Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой -- и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии. Это объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У Солнца этот параметр составляет 3,82 Ч 1026 Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светимости других звезд, что куда удобнее для сопоставления -- тогда он отмечается как L?, (?-- это графический символ Солнца.) Светимость часто путают с видимой звездной величиной (m), которая описывает количество энергии, видимое наблюдателем -- проще говоря, насколько ярко видно от или иной объект в определенной точке Вселенной. (Еще этот параметр называют блеском). Звездная величина безразмерная -- измеряется условными единицами, и чем меньше показатель, тем ярче объект. Также величина субъективная. К примеру, звездная величина Солнца на Земле -- ?26,7, а звезды Арктур, самого яркого светила созвездия Волопас -- ?0,05. При этом Арктур в 210 раз ярче и в 25 раз больше нашего светила! Поэтому звездная величина применяется астрономами преимущественно во время земных наблюдений -- так проще классифицировать звезды и искать их на звездном небе. Также она заложена в компьютеры беспилотных космических аппаратов, которые ориентируются в пространстве по звездным картам. Более объективной, но не синонимичной светимости является абсолютная звездная величина (M). Это звездная величина светила, видимая на расстоянии 10 парсек. Чаще всего используется болометрическая абсолютная величина -- то есть учитывающая все спектры излучения звезды: рентгеновский, ультрафиолетовый и т. д. У Солнца этот параметр составляет +4,7, когда у Арктура -- ?0,38. Абсолютная величина используется астрономами для вычисления светимости звезды. Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость, т.к. этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно. С его помощью можно узнать многие характеристики звезды -- от размера и массы до интенсивности ядерных реакций [5].
Таким образом, светимость достаточно точно отражает, как и энергию звезды, так и площадь ее поверхности -- поэтому она задействована во многих классификационных диаграммах, используемых астрономами для сравнения звезд. Среди них стоить выделить диаграмму Герцшпрунга-Рассела (см. Приложение 1), отображающую интересные закономерности в распределении звезд во Вселенной -- например, по ней легко определить возраст звезды. Также на светимости базируется йеркская спектральная классификация звезд -- именно в ней фигурируют такие термины «белые карлики» или «сверхгиганты» [7].
2.4 Температура и спектральные классы звезд
От температуры звезды зависит ее цвет и спектр. Температура красных звезд низкая. При последовательном переходе от красных к голубоватым звездам температура растет. Голубые являются самыми горячими, температура таких звезд может составлять от 10000 до 40000 и более. Температура во многом зависит от массы звезды. Огромные температуры - следствие постоянно продолжающейся термоядерной реакции, в результате которой водород превращается в гелий. Соответственно, чем больше водорода в звезде, тем выше ее температура. Сравнивая Солнце по спектру, мы может отнести эту звезду к разряду желтых звезд. Различия в спектрах звёзд обуславливаются, по большей части, температурой и давлением, также наличием магнитных и межатомных полей и различаем в химическом составе. Первую классификацию звёздных спектров создал Анджело Секки в 1860-1870 [6, с.94].
Класс I -- белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, включает в себя класс A и начало класса F. (Вега и Альтаир).
Класс II -- жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.(Солнце, Арктур, Капелла)
Класс III -- оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, соответствует современному классу М. (Бетельгейзе, Антарес)
Класс IV -- красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
Класс V -- звёзды с эмиссионными линиями (г Кассиопеи и в Лиры) [6, с.103].
3. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
В 1911 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг построил диаграмму, к которой ученые обращаются при изучении наблюдаемых характеристик звезд. А в 1913 г. американский астроном Генри Норрис Рассел представил ее с некоторыми изменениями. Диаграмма Рассела представляла собой график, где по горизантальной оси был отложен спектральный класс звезды, а по вертикальной - абсолютная звездная величина (см. Приложение, рисунок 1). Точки на диаграмме - звезды, расстояние до которых нам известно [3, с.130].
В современной диаграмме Герцшпрунга-Рассела большинство звезд располагается вдоль главной последовательности. Концентрация звезд на современной диаграмме совпадает с концентрацией звезд на диаграмме Рассела. От левого верхнего угла, до правого нижнего угла диаграммы, мы проходим все спектральные гласы от О до М, главной последовательности. Большинство звезд, включая наше Солнце, являются карликами, то есть принадлежат главной последовательности. Правее и выше главной последовательности находятся другие области, в которых концентрация звезд повышена. Эти области называются последовательностями субгигантов, гигантов и сверхгигантов. Левее и ниже главной лежат белые карлики и субкарлики [3, с.131].
В наше время в диаграмме используется не только «спектральный класс» и «абсолютная звездная величина». Иногда по горизонтальной оси откладывают другую величину, например, показатель цвета (см. Приложение 1, рисунок 2). На вертикальной часто указывается логарифм светимости звезды. Смысл диаграммы от этого не меняется, изменения происходят только с внешним видом [3, с.131].
Диаграмму Герцшпрунга-Рассела часто используют для определенных группировок звезд. Для звезд одного скопления, например. Так как все звездные скопления находятся от нашей планеты примерно на одном расстоянии, их относительная светимость соответствует их относительной видимой яркости. Поэтому для звезд одного скопления диаграмму можно строить в координатах: показатель цвета, видимая звездная величина. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела построена в координатах «светимость-температура». Каждая звезда занимает свое место на диаграмме. Располагаются они в зависимости от массы, возраста, химического состава и других характеристик. Если меняется светимость и температура звезды, соответственно, меняется и ее место на диаграмме. Обычно график, показывающий изменения места звезды во время ее эволюции, представляет собой непрерывную замысловатую линию. Вид эволюционного трека зависит от многих факторов, но особый интерес представляет зависимость от массы, если другие параметры одинаковы. Это напрямую относится к звездным скоплениям.
Все звезды из звездного скопления родились примерно в одно и то же время, из одинакового вещества и при одинаковых условиях. Различаются они только массой. Сразу после того, как звезда сформировалась, она занимает свое место на главное последовательности, и для каждой звезды начинается ее эволюционное движение. Чем больше масса звезды, тем быстрее происходит ее эволюция, и тем быстрее она покидает главную последовательность. Именно поэтому, если звездные скопления разного возраста, то на диаграмме они имеют разный вид. Звезды одинакового возраста, но разной массы, образуют на диаграмме последовательности, названные изохронами. Форму таких звезд можно рассчитать исходя из современной теории звездной эволюции. Возраст скопления можно узнать, сопоставив изохроны с диаграммой Герцшпрунга-Рассела. Концентрация звезд в разных областях диаграммы Герцшпрунга-Рассела сильно отличается в любой звездной системе и заметно варьируется от одной системы к другой. Но нижняя часть главное последовательности всегда густо заселена красными карликами [3, с.132].