Физика звезд
Другие рефераты
Реферат по астрономии
на тему
Физика звезд
Работу выполнила
ученица 11-го класса Э
Платонова Вера
2002 год.
Содержание:
1. Многообразие звезд. III
1.1. Светимость звезд, звездная величина. III
1.2. Размеры, массы, плотность звезд. IV
1.3. Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров.
V
2. Физические процессы, происходящие в недрах звезд. VIII
2.1. Термоядерный синтез. VIII
2.2. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд. IX
2.3. Переменные звезды. Новые и сверхновые. IX
2.4. Конец звезды - белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.
XI
3. Самая типичная звезда. XIII
3.1. Физические параметры Солнца. XIII
3.2. Внутреннее строение Солнца. XIII
3.3. Солнечная атмосфера. XIV
4. Список используемой литературы: XVI
Многообразие звезд.
1 Светимость звезд, звездная величина.
Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды
резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко, они легко
заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.
Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды
были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие – это звезды
первой величины (сокращенно - 1m, от латинского magnitudo - величина),
звезды послабей - ко второй звездной величине (2 m) и так далее до шестой
группы – едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина
характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на
земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6 m в 100 раз.
Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с
появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и
стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый
мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – позволяет наблюдать
звезды до 24-й величины.)
С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических
фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины
стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты
имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в
полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце — -26,7.
В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:
E1/E2=(5?100)m3-m1?2,512 m2-m1
, где E1 и E2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1 и m2
– их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной
величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче
звезды третьей величины.
Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики
светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него
физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов
известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника,
образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется
триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд
столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара,
иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с
планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт
два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то
окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже
порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на
фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол,
на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным
параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний
радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц
расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды,
годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой
звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:
r = 1/П
, где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.
Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость –
количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная
звездная величина.
Абсолютная звездная величина (M) – такая величина, которую имела бы
звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная
видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную
звездную величину:
M = m + 5 – 5 * lg(r)
Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – крошечный тусклый красный
карлик – имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7.
Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный
телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6.
Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда ? Золотой Рыбы
(в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима
невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз
ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как
Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.
Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой
звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.
2 Размеры, массы, плотность звезд.
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего
лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне
звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды
чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых
или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения
яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А,
зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные
размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может
покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных
размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть
непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром.
Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя
из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):
R2 = L / (4??T4)
Размеры звезд бывают очень различны. Встречаются звезды сверхгиганты,
радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другой стороны известны
звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества
собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это
определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же
особенности её жизненного пути.
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.
| |  скачать работу |
Другие рефераты
| 
