Ученицы 11 класса по астрономии
жүктеу/скачать 0,71 Mb.
|
Презентация к научной работе по астрономии Солнечная система
|
Солнечная система Работа ученицы 11 класса по астрономии Рук. Тотикова Ж.Х. На протяжении многих веков миллионы человеческих глаз с наступлением ночи устремляют свой взгляд вверх – в сторону загадочных огоньков в небе - звезд нашей Вселенной. Древние люди видели в скоплениях звёзд различные фигуры животных и людей, и каждой из них создавали свою историю. Позже подобные скопления стали называть созвездиями. На сегодняшний день астрономы выделяют 88 созвездий, разделяющих звёздное небо на определённые участки, по которым можно ориентироваться и определять местоположение звёзд. В нашей Вселенной самыми многочисленными объектами, доступными человеческому глазу, являются именно звёзды. Они представляют собой источник света и энергии для всей Солнечной системы. Они также создают тяжелые элементы, необходимые для зарождения жизни. А без звёзд Вселенной не было бы жизни, ведь Солнце дарит свою энергию практически всем живым существам на Земле. Оно согревает поверхность нашей планеты, создавая, тем самым, теплый, полный жизни оазис среди вечной мерзлоты космоса. Степень яркости звезды во Вселенной определяется её размером. Более 90 процентов видимого вещества Вселенной сосредоточено в звездах. Именно звезды и планеты были первыми объектами астрономических исследований. Однако процессы эволюции звезд и их внутреннее строение были поняты сравнительно недавно. Начальной точкой в создании теории строения звезд можно считать 1926 г. - год выхода в свет книги А. Эддингтона «Внутреннее строение звезд». Астроном наблюдатель видит абсолютное большинство звезд даже в самые сильные телескопы в виде точечных источников света. Пожалуй, лишь диск нашего Солнца позволяет реально наблюдать некоторые процессы, происходящие на поверхности звезды. Одной из важнейших характеристик звезды является ее абсолютная величина (не имеющая, конечно, никакого отношения к геометрическим размерам). Она характеризует реальную светимость звезды. Очень важную информацию о звездах, об их химическом составе, температуре приносит изучение спектров. Спектральные классы звезд обозначаются буквами латинского алфавита О, В, А, F, G, К М, R, N. Это так называемая Гарвардская классификация. Оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной. Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M. Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный. Интересно, что английские студенты, чтобы запомнить последовательность букв, обозначающих классы звезд, придумали удобное мнемоническое правило - фразу, в которой первые буквы слов соответствуют спектральной последовательности звезд: О Be A Fine Girl, Kiss Me, Right Now («Будь хорошей девочкой, поцелуй меня сейчас же».). Ясно, что любой студент легко запомнит такую фразу. Правда, известный советский астроном профессор Б. Воронцов-Вельяминов считает, что легче запоминаются абсурдные, нелепые фразы, например: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь».
Эта система оказалась не очень тонкой, и астрономы разделили каждый интервал в этой последовательности еще на 10 частей. Например, наше Солнце - звезда класса G, подкласса 2. Могут быть звезды спектрального класса ВО, В2 и т. д. до В9. Звезда, имеющая больший номер спектрального класса, имеет меньшую температуру поверхности. Таким образом, в своем классе G - Солнце довольно горячая звезда. Как опытный сталевар по цвету легко определяет температуру стали, так и астроном, пользуясь законом Вина, без труда по цвету звезды определит ее температуру. Звезды красного цвета (М - в Гарвардской классификации) имеют температуру поверхности около 4000 К. Желтое Солнце нагрето уже примерно до 6000 К, а горячие звезды с температурами больше 10 тысяч К видятся нам бело-голубыми. Температура звезд спектрального класса 0 достигают 40 000-50 000 К. Таким образом, спектральный класс звезды, или ее цвет, характеризует сразу же и ее температуру. Очень важными характеристиками звезд являются их радиус и масса. Зная температуру и светимость звезды, можно без труда определить ее радиус. Гораздо хуже обстоит дело с определением массы звезды. Хорошо, если звезда имеет компаньона, образуя двойную систему, и известны большая полуось орбиты и период обращения. Тогда можно использовать третий закон Кеплера и найти суммарную массу двух звезд. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, можно определить массу каждой звезды. Но для тесных пар этого сделать уже нельзя. Совсем плохо дело обстоит в случае одиночных звезд. Фактически сегодня астрономия не располагает методом независимого определения массы одиночной звезды. Сейчас астрономы пришли к следующему молчаливому соглашению: на главной последовательности звезды одинакового спектрального класса имеют равную массу. Существующие здесь неопределенности ограничивают в известной мере полноту наших знаний. Тем не менее можно сказать, что современный астроном наблюдатель может, в принципе, определить светимость, температуру, радиус, химический состав и массу звезды. Еще в начале века стали складываться представления о том, что эти величины не являются независимыми. Датский астроном Е. Герцшпрунг и американец Г. Рессел независимо друг от друга установили отчетливую корреляцию между светимостью звезд и их спектральным классом. На знаменитой диаграмме Герцшпрунга – Рессела по оси ординат отложены абсолютные звездные величины (светимости), а по оси абсцисс - спектральные классы. Если на эту диаграмму нанести положение большого количества звезд, то образуется отчетливая и сравнительно узкая полоса. Она называется «главной последовательностью». Справа и вверху от главной последовательности расположена группа гигантов, а в самом верхнем правом углу находятся сверхгиганты. Это звезды высокой светимости, но относятся они к спектральным классам К и М, температура их поверхности сравнительно низка. Следовательно, радиусы этих звезд огромны - в десятки раз больше радиуса нашего Солнца. В левом нижнем углу диаграммы расположены звезды малой светимости, белого цвета. Это - знаменитые «белые карлики». Диаграмму Герцшпрунга - Рессела можно построить и для отдельных скоплений звезд, в частности, для уже упоминавшихся шаровых скоплений. Это очень важно, поскольку считается, что все звезды скопления образовались из одного газопылевого облака и имеют примерно равный возраст. Для различных скоплений вид диаграмм Герцшпрунга - Рессела может заметно отличаться. Но в любом случае диаграммы показывают на совершенно определенные закономерности в расположении звезд в них и на отчетливую связь между светимостью и спектром. Поэтому изучение диаграмм Герцшпрунга - Рессела лежит в основе теории эволюции звезд. Если рассмотреть связь между светимостью и массой, то станет ясно, что для звезд главной последовательности светимость и спектр звезды в первом приближении определяются ее массой. Этот факт чрезвычайной важности, и задача теории звездной эволюции - выявить конкретные физические механизмы, определяющие эти зависимости. Посмотрев на главную последовательность, то наверняка можно обратить внимание на то, чем больше масса звезды, тем больше ее светимость, радиус и поверхностная температура. В Галактике имеется как минимум два различных типа звездного населения. Население первого типа состоит из звезд, расположенных главным образом в плоскости диска Галактики, на заметных расстояниях от ее центра. Население второго типа характерно для шаровых скоплений и, соответственно, центрального района Галактики, поскольку они концентрируются главным образом к центру Млечного Пути. Звезды, имеющие различное пространственное распределение, заметно отличаются и по химическому составу. Так, например, звезды шаровых скоплений обеднены тяжелыми элементами по сравнению со звездами диска, а это свидетельствует о различии в возрасте звезд. Пространственному распределению в Галактике горячих массивных звезд очень хорошо соответствует распределение облаков межзвездного газа. Это сильный аргумент в пользу образования звезд путем конденсации газопылевых облаков. Конечно же, короткая информация о типах населений и диаграмма Герцшпрунга - Рессела отнюдь не исчерпывают все характеристики звезд. Вопреки всеобщему заблуждению, стоит отметить, что звёзды Вселенной на самом деле не мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон. Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому что её свет проходит через более плотные слои атмосферы. У каждой звезды своя судьба и своя продолжительность жизни. Наступает момент, когда она начинает угасать. Объекты глубокого космоса - Звезды . Ядерный Очаг звезд Вселенной Звезда во Вселенной представляет собой гигантский ядерный очаг. Ядерная реакция внутри её превращает водород в гелий, благодаря процессу синтеза, так звезда приобретает свою энергию. Атомные ядра водорода с одним протоном объединяются в атомы гелия с двумя протонами. Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон. Два изотопа водорода также содержат один протон, но ещё имеют нейтроны. Дейтерий имеет один нейтрон, в то время, как Тритий имеет два. Глубоко внутри звезды атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. В результате этого продолжительного процесса высвобождается огромное количество энергии. Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный цикл, характерный для звезд с массой около солнечной и CNO-цикл, идущий только в массивных звёздах и только при наличии в их составе углерода. На более поздних стадиях жизни звезды могут идти ядерные реакции и с более тяжёлыми элементами вплоть до железа.
Когда водородный запас звезды исчерпывается, она начинает превращать гелий в кислород и углерод. Если звезда достаточно массивна, процесс превращения будет продолжаться до тех пор, пока углерод и кислород не образуют неон, натрий, магний, серу и кремний. В итоге, эти элементы преобразуются в кальций, железо, никель, хром и медь, пока ядро не будет полностью состоять из металла. Как только это произойдёт, ядерная реакция прекратится, так как температура плавления железа слишком велика. Внутреннее гравитационное давление становится выше внешнего давления ядерной реакции и, в конце концов, звезда коллапсирует. Дальнейшее развитие событий зависит от изначальной массы звезды. Типы звезд Вселенной Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит ядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные колебания в яркости и температуре. Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет. Самые крупные звёзды во время главной последовательности превращаются в голубых гигантов. жүктеу/скачать 0,71 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|