Оглавление
Введение
1. Общая характеристика звезд
1.1 Параметры звезд и их характеристики
1.2 Блеск звезд как характеристика
1.3 Расстояние до звезды
1.4 Светимость как характеристика
1.5 Цвет и температура звезд
1.6 Спектральная характеристика звезд
1.7 Размер звезды и масса как характеристики
2. Особенности теории конца жизни звезд
2.1 Общие
2.2 Белые карлики
2.3 Нейтронные звезды
2.4 Черные дыры
Заключение
Список использованных источников и литературы
Введение
звезда спектр пульсар
Звезды, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскаленных газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше звезды только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идет 81/3 мин, а от ближайшей звезды (Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли звезда и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число звезд, видимых невооруженным глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды звезд.
Целью данной работы является изучение характеристики и теорий конца жизни звезд.
Задачи работы:
Изучить литературу по вопросу работы.
Проанализировать основные характеристики звезд.
Рассмотреть теории конца жизни звезд.
1. Общая характеристика звезд
1.1 Параметры звезд и их характеристики
Основные характеристики звезды - масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звездная величина (т.е. звездная величина, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звездных величин, определенных в двух разных спектральных областях).
Звездный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые звезды в миллионы раз больше (по объему) и ярче Солнца (звезды-гиганты); в то же время имеется множество звезд, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звезды-карлики). Разнообразны и светимости звезд; так, светимость звезды S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. Звезды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских звезд в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а средняя плотность белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды.
У некоторых типов звезд блеск периодически изменяется; такие звезды называются переменными звездами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звездах. При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от нее отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем звезда вновь сжимается до небольших размеров. Еще большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звезд. Изучение спектров звезд позволяет определить химический состав их атмосфер. Звезд, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле. В звезде преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои звезды. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения звезды и источников звездной энергии.
Солнце по всем признакам является рядовой звездой. Имеются все основания предполагать, что многие звезды, как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока еще не удается непосредственно увидеть такие спутники звезд даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчеты. В 1938 шведский астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее советский астроном А.Н. Дейч и другие установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других, близких к Солнцу звезд. Наша планетная система не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие звезды, также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.
Звезды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие звезды называются двойными звездами. Встречаются также тройные и кратные системы звезд. Взаимное расположение звезд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звезды образуют в пространстве огромные звездные системы - галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. звезд. Изучение строения Галактики показывает, что многие звезды группируются в звездные скопления, звездные ассоциации и другие образования. Звезды изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звездная астрономия, рассматривающая звезды как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение звезды, распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистические закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физические процессы, происходящие в звездах, их излучение, строение, эволюция.
1.2 Блеск звезд как характеристика
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная яркость (блеск) звезд. Видимый блеск звезд оценивают в звездных величинах. Исторически сложившаяся система звездных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звездам, а 6-ю - самым слабым, находящимся на пределе видимости невооруженным глазом. Впоследствии, чтобы производить объективные количественные оценки звездных величин, эту шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звездных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звездную величину означает, что звезда ярче другой в 2,512 раза. Для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звездные величины обозначают индексом т (от лат. magnitude - "величина"), который ставят вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2,3^m.
Чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные звездные величины. Так, полная Луна имеет блеск около -11^m (в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды - Сириуса), Венера - до -4^m. С изобретением телескопа астрономы познакомились со звездами слабее б"1. Даже в бинокль могут быть видны звезды 10^m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29^m. Видимый блеск - легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды - светимость, надо знать расстояние до нее.
1.3 Расстояние до звезды
Расстояние до далекого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удаленным предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звезд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины. К счастью, наблюдатель вместе с нашей планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведет два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает ее с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далеких звезд и галактик. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксам.
Из геометрических соображений ясно, что он в точности равен тому углу, под которым были бы видны эти две точки земной орбиты со стороны звезды, и зависит как от расстояния между точками, так и от их ориентации в пространстве. Годичным параллаксам звезды называется угол, под которым с нее был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду. Параллаксы даже самых близких звезд чрезвычайно малы, меньше I". Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно). С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии - парсек (сокращение от "параллакс" и "секунда"). Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно I". Другими словами, радиус земной орбиты, равный одной астрономической единице (1 а. е.), виден с такой звезды под углом I". Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до нее простой формулой:
r=1/p
где г - расстояние в парсеках,
p - годичный параллакс в секундах.
Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн. километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года. Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звезд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удается сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путем, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звезд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далекой переменной звезды и ее видимую звездную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звезд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звезд и звездных систем.
1.4 Светимость как характеристика
Когда были измерены расстояния до ярких звезд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца (L® = 4*10^26 Вт) принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырех ярчайших звезд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:
Сириус 22 L®.
Канопус 4700 L@.
Арктур 107 L®.
Вега 50 L®.
Это, однако, не означает, что Солнце очень "бледно" выглядит по сравнению с остальными звездами. Его светимость в звездном мире выше средней. Так, из нескольких десятков звезд, расстояния до которых не превышают 15 световых лет, только две - Сириус и Процион - имеют более высокую светимость, чем Солнце, и еще одна - а Центавра - лишь немного уступает ему, у остальных же светимость значительно ниже. Известны звезды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. Интервал светимостей наблюдаемых звезд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз.
1.5 Цвет и температура звезд
Одна из легко измеряемых звездных характеристик - цвет. Как раскаленный металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на ее температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой - один кельвин (1 К) - тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С), а начало шкалы сдвинуто на -273 (0 К = -273 °С). Самые горячие звезды - всегда голубого и белого цвета, менее горячие - желтоватого, холодные - красноватого. Но даже наиболее холодные звезды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов - горячее любого расплавленного металла.
Человеческий глаз способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приемники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звездных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и желтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить ее температуру.
1.6 Спектральная характеристика звезд
Более полную информацию о природе излучения звезд дает спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства - дифракционной решетки - раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое - красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить ее температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные темные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звездах самых легких элементов - водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу ее спектра. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звезд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звезд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звезд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).