Физика звезд

| Категория реферата: Рефераты по астрономии
| Теги реферата: діяльність реферат, антикризисное управление предприятием
| Добавил(а) на сайт: Жанна.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Масса звезд колеблется в значительно меньших пределах: примерно от 1028 до 1032 килограмм. Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость.
Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды:

Сильно различаются плотности звезд. Например, плотность красного гиганта Бетелгейзе в полторы тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха
(имеется в виду средняя плотность; в центре звезды плотность гораздо больше, чем на поверхности). Кстати, диаметр этой звезды в 300 раз больше диаметра Солнца, объем, соответственно, в 27 миллионов раз больше, а масса всего в 15 раз превышает солнечную. А плотность белого карлика Сириус в
30000 раз больше плотности воды, то есть в 1500 раз больше плотности золота. 1 литр такого вещества весит 30 тонн.

3 Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров.

Основной метод изучения звезд – исследование их спектров. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи дифракционной решётки раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра.
Астрономы получают множество сведений о звездах, расшифровывая их спектры.
Спектр звезды позволяет определить, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. Спектры звезд можно разделить на несколько основных классов.

Еще в 70-х годах XIX века один из пионеров астрофизики директор
Ватиканской обсерватории А. Секки предложил первую классификацию звездных спектров. Позже она была расширенна и уточнена.

В 1924 году Гарвардская обсерватория завершила публикацию каталога Г.
Дрепера, содержащего классификацию свыше 225 тысяч звезд. Современная классификация является уточненной и дополненной версией этой классификации, общепринятой в современной астрономии.

По Гарвардской классификации выделялось семь спектральных классов, обозначенных латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. При движении по ряду слева направо изменяется цвет звезды: O – голубой, А – белый, G – желтый, М
– красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура звезд.

Позже к Гарвардской классификации спектров были добавлены два ответвления и еще один главный класс W. В итоге классификация звездных спектров ныне выглядит следующим образом:

Кроме того, каждый основной класс делится еще на десять подклассов, например О1, О2, О3 и так далее. Наше Солнце относится к классу G2.

Звезды имеют в основном примерно одинаковый химический состав: основные компоненты – водород и гелий с небольшими примесями других веществ. Поэтому разнообразие спектров объясняется различными температурами звезд.

Самые горячие звезды – звезды класса W. Температура их поверхности достигает 100000 К. Их цвет – голубой. Голубые также звезды класса O.
Их температура от 50000 К и ниже. Голубовато-белые звезды класса B имеют температуру 12000 – 25000 К; белые звезды класса А – 11000 К. Желтые звезды классов F и G и желтовато-оранжевые класса К имеют температуру порядка 4500
К. И, наконец, самые холодные звезды – красные звезды класса М с температурой ниже 3600 К.

В 1905 году голландский астроном Э. Герцпрунг попробовал сопоставить абсолютные величины звезд и их спектральные классы. В 1913 году его работу завершил американец Г. Рассел. В результате получилась знаменитая диаграмма, названная именами ученых.

Как видно из диаграммы, спектральный класс звезды и ее светимость находятся в некоторой зависимости: точки, соответствующие различным звездам, группируются в несколько скоплений. Эти скопления называют последовательностями.

Основная масса звезд принадлежит главной последовательности. Чем горячее звезда главной последовательности, тем большую светимость она имеет. Кроме главной последовательности выделяются также белые карлики, гиганты и сверхгиганты.

Диаграмма показывает, что звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольную светимость, и наоборот, звезды определенной светимости не могут иметь произвольную температуру.

Физические процессы, происходящие в недрах звезд.

Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во
Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды –
Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию.

1 Термоядерный синтез.

Еще в конце XIX века физики считали, минимальная частица вещества – атом – постоянна и неизменяема. Однако открытие Беккерелем естественной радиоактивности показало, что элементы не неизменны, все элементы тяжелее висмута оказались радиоактивными.

Когда массы атомов были измерены с большой точностью, оказалось. Что при слиянии двух или более ядер легких элементов или при дроблении ядер очень тяжелых элементов может быть получен огромный выход энергии.

Наиболее прочно связанные ядра имеют вещества с атомным весом между 50 и 65, например, железо(56). Более легкие ядра менее прочны, так как отношение поверхности к объему у них больше, а нуклон на поверхности ядра удерживается слабее, чем внутри. В тяжелых же ядрах связи слабее из-за влияния электростатического отталкивания.

В связи с этим был сделан вывод, что внутри звезд должны проходить ядерные превращения, которые и служат неисчерпаемым источником энергии звезд. Физик Джинс высказал предположение, что это процессы деления.
Эддингтон занял противоположную точку зрения, доказывая, что в звездах идет синтез. Верной оказалась позиция Эддингтона.

Ученые установили, что при относительно низких температурах (до 20 миллионов градусов) существуют два вида реакций: "протон – протонная цепочка" и "углеродно-азотный цикл". Оба процесса ведут к превращению водорода в гелий, как и предполагал в 1920 году Эддингтон, и при этом выделяется огромное количество энергии. Это подтвердили взрывы водородных бомб, также использующих энергию термоядерного синтеза.

При температурах порядка 10 миллионов градусов преобладает протон - протонная цепочка; при более высоких – выше 20 миллионов градусов – углеродно-водородный цикл.

Расчетами Эддингтона было показано, что низкие температуры существуют в слабых звездах малой массы, а высокие – в ярких, массивных звездах. При более высоких температурах, порядка 100 миллионов градусов, идет выгорание гелия. Происходят следующие термоядерные реакции: