Природа и состав звезд

Федеральное государственное бюджетное образовательное  учреждение 
высшего профессионального образования 
«Южно-Уральский государственный университет» 

Факультет «Экономики и управления»

Кафедра «Мировой экономики и экономической теории» 
 

Природа и состав звезд 

Реферат 

По дисциплине «Концепции современного естествознания» 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Проверил

Доцент  кафедры Физическая химия

Тепляков Юрий Николаевич 

Автор работы

студентка группы 236

Глушко  Ольга   
 
 
 

Аннотация 

   Цель реферата – изучить природу и состав звезд. В соответствии с выбранной темой поставлены следующие задачи:

• Рассмотрение понятия, параметров и классификаций звезд.
• Описание эволюции звезд.
• Изучение звездных скоплений и ассоциаций
• Изучение состава звезд.

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Содержание 

Введение……………………………………………………………………………4

1. Понятие звезд, их параметры и классификация…………………………….5
2. Эволюция звезд………………………………………………………………..9
3. Звездные скопления и ассоциации...…………….……………...…………..13
4. Химический состав звезд…………………………………………………….18

Заключение………………………………………………………………….….....21

Приложения……………………………………………………………….………22

Библиографический список……………………………………………………...24 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Введение 

       Наука о звездах – астрономия – одна из самых древних, ведь эти загадочные небесные тела всегда интересовали человека. Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они  рождаются, эволюционируют, и, наконец «умирают». Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют и что собой представляют, необходимо знать, как они возникают и что из себя представляют.

       Актуальность исследования звезд  возрастает с каждым днем, что  связано с расширением горизонта  знаний человечества о космосе  и внеземных формах жизни. Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

1.Понятие  и классификация  звезд 

       Звезды – это массы светящегося газа, более или менее равномерно разбросанные по небу (хотя иногда они образуют группы), которые мы можем наблюдать на ночном небе как маленькие точки. Звезды — это основные тела Вселенной, в них сосредоточено более 90 % наблюдаемого вещества.  

   Основными параметрами звёзд являются:

• масса,
• светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени L),
• радиус,
• температура поверхности.

 

   Масса звезд

   Масса звезды приобрела большую значимость, когда были открыты источники  энергии звезд. Масса Солнца М_с = 2 10³⁰ кг, а массы почти всех звезд лежат в пределах 0,1 — 50 массы Солнца. Практически наиболее верным способом определения массы звезды являются исследования движений двойных звезд. Оказалось, что положение звезды на Главной последовательности определяется ее массой 

   Светимость

   Светимость  звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца, которая равна  3,86∙10²⁶ Вт. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая «абсолютная величина» звезды. Абсолютная звёздная величина (M) для звёзд определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой – от расстояния до нее. Абсолютная звездная величина Солнца во всем диапазоне излучения M = 4,72. Звезды высокой светимость имеют отрицательные абсолютные величины, например -4, -6. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями, например +8, +10. 

   Радиус

   Используя самую современную технику астрономических  наблюдений, удалось в настоящее  время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь нескольких звезд. В основном астрономы  определяют радиусы звезд другими  методами. Один из них дает формула.

   Определив радиусы многих звезд, астрономы  убедились в том, что существуют звезды, размеры которых резко  отличаются от размеров Солнца. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы  в сотни раз превосходят радиус Солнца. Например, радиус звезды а Скорпиона (Антарес) не менее чем в 750 раз превосходит солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус Солнца, Называются гигантами. Звезды, по размерам близкие к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся к карликам.

     Радиус звезд – непостоянная величина. Он может изменяться, например как у Бетельгейзе, чей радиус за последние 15 лет уменьшился на 15%.

    
     Температура

   Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности  слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. – желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К. имеют белый или голубоватый цвет. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений. По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца. 

   Классификация звезд

   Классификации в любой области науки могут  быть как искусственными (по каким-то отдельным признакам, которые легко  определяются), так и естественными, т.е. отражающими суть объекта, его  комплексную характеристику, происхождение  и т.п., хотя принадлежность к тому или иному классу в этом случае не всегда легко определяется. Объекты могут объединяться как в реально существующие группы (по качественным признакам), так и в условные группы, отличающиеся только количественно. Современная звёздная астрономия демонстрирует нам все эти случаи.

   Классификации звезд начали строить сразу после  того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного  тела, но с наложенными на него линиями  поглощения или излучения. По составу  и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо  более сложное: дополнительно оно  включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

   Наиболее  известной и общей является классификация  на основе цвета, размера и температуры  звезды. Астрономы разделяют звезды на различные спектральные классы. Спектральная классификация, разработка которой началась в XIX веке, первоначально была основана на интенсивности линий поглощения водорода. Классы, которые наилучшим образом описывают температуру звезд, используются и в настоящее время. Типичные спектры для семи основных спектральных классов – OBAFGKM. Оказывается, что голубые звезды спектрального класса О -  это самые большие звезды. Они превосходят Солнце в более чем сорок раз по массе, в двадцать раз по размерам и в миллион  раз ярче Солнца. Следующими по шкале звездных масс идут белые звезды спектральных классов В и А. Далее следуют желто-белые звезды класса F и желтые звезды класса G, подобные нашему Солнцу. Звезды меньшей массы более тусклые и меньше по размеру. Массы и размеры оранжевых звезд, относящихся к классу К, составляют около  трех-четвертых от массы Солнца. Звезды класса М самые холодные и имеют густой оранжево-красный цвет. Типичные представители этого класса примерно в пять раз меньше Солнца по массе и радиусу и в два раза ниже по температуре поверхности, которая составляет порядка 3000 К. Около сотни таких звезд будут иметь такую же светимость как наше Солнце. На классе М заканчивается гарвардская классификация звезд.

   В самом начале ХХ века датский астроном Герцшпрунг и американский астрофизик Рессел обнаружили существование зависимости  между температурой поверхности  звезды и ее светимостью. Эта зависимость  иллюстрируется диаграммой, по одной  оси которой откладывается спектральный класс, а по другой абсолютная звездная величина. Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость в логарифмической шкале, а вместо спектральных классов непосредственно  температуру поверхности. Такая диаграмма называется диаграммой спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рессела. При этом температуру откладывают в направлении справа налево, чтобы сохранить старый вид диаграммы, возникший еще до того, как была изучена зависимость цвета звезды от температуры ее поверхности.

   Если  бы между светимостями и их температурами  не было никакой зависимости, то все  звезды распределялись на такой диаграмме  равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые  называют последовательностями. Положение  каждой звезды в той или иной точке  диаграммы определяется ее физической природой и возрастом (стадией эволюции). Звезда не находится в течение  всей своей жизни на месте, а перемещается по диаграмме Г-Р. Поэтому на диаграмме  Г-Р как бы запечатлена вся  история рассматриваемой совокупности звезд. Анализ это диаграммы позволяет  выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами. Наиболее богатую звездами диагональ, 90 % всех звезд,  идущую из верхнего левого угла в правый нижний, называют главной последовательностью. Именно вдоль нее расположены звезды, о которых мы с вами говорили выше.    В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. (см. рис.№1)

   Существующие  в природе звезды имеют более  широкие диапазоны параметров, нежели звезды главной последовательности. Такие звезды мы наблюдаем на диаграмме Г-Р вне зоны главной диагонали. Они также образуют последовательности, т.е. в этих группах тоже существуют определенные зависимости между светимостями и температурами, разные для каждой группы. Эти группы названы классами светимости. Их всего семь. А именно: I-сверхгиганты (звезда, находящая в преддверии вспышки сверхновой звезды), II-яркие гиганты ( звезды, лежащие между гигантами и сверхгигантами), III-гиганты, IV – субгиганты (бывшая звезда главной последовательности, подобная Солнцу или несколько более массивная, чем Солнце, в ядре которой иссякло водородное топливо. ), V- звезды главной последовательности, VI- субкарлики (это звёзды  тускнее звёзд главной последовательности того же спектрального класса.),  VII- белые карлики (звезды, меньше Солнца).