Можно ли днем увидеть звезды?

 

По этой ссылке вы сможете найти много готовых рефератов по физике:

 

Много готовых рефератов по физике

 

Посмотрите похожие темы возможно они вам могут быть полезны:

 

Зачем в середине парашюта делают дырку?

При каких условиях возникает туман?

Как работает холодильник?

Как работает микроволновка?

Введение:

На протяжении многих тысячелетий астрологи сравнивали жизни отдельных людей и целых государств по звездам, хотя в то же время предупреждали, что роль звезд в судьбе велика, но не абсолютна. Звезды советуют, а не командуют, сказали они. 

Но со временем люди стали все больше и больше смотреть на звезды с другой, менее романтичной точки зрения. Антуан де Сент-Экзюпери сказал об этом: «Вы объединили орбиту звезды, о жалкая раса исследователей, и звезда перестала быть для вас живой звездой». Действительно, звезды стали рассматриваться как физические объекты, для которых вполне достаточно известных законов природы. 

Астрономы не могут проследить жизнь одной звезды от начала до конца. Даже самые недолговечные звезды существуют миллионы лет дольше, чем жизнь не только одного человека, но и всего человечества. Однако ученые могут наблюдать множество звезд на разных этапах их развития, просто рожденных и умирающих. Используя многочисленные звездные портреты, они пытаются реконструировать эволюционный путь каждой звезды и написать ее биографию. 

Тысячи из них в небе темной безоблачной ночью. Звезды это огромные раскаленные газовые шары, такие же, как наше Солнце, но они сияют намного слабее Солнца, потому что они расположены намного дальше от нас. Даже от ближайших к нам звезд свет продолжается годами. Мы смотрим на звезды сквозь слой воздуха, который постоянно находится в движении, поэтому свет звезд непостоянен ​​нам кажется, что они мерцают. 

Параметры звезд. Строение звезд

Более девяти десятых вещества нашей Галактики сосредоточено в звездах; Есть галактики, в которых звезды составляют 99,9% масс. Мир звезд разнообразен, но большинство из них похоже на наше Солнце. 

Солнце и любая другая звезда, подобная ему, это сферическая масса горячего газа, удерживаемая собственной гравитацией. Гравитация стремится сжать газ, приблизить все его частицы как можно ближе. Давление горячего газа действует, очевидно, в противоположном направлении, оно стремится к расширению газа. Сила гравитации направлена ​​к центру звезды, а сила давления наружу; в их противостоянии устанавливается и поддерживается равновесие, при котором звезда может оставаться в течение миллионов и миллиардов лет. В глубине солнца давление достигает десяти миллиардов атмосфер, а температура четырнадцать миллионов градусов. Высокое давление и высокая температура поддерживаются в центральной области благодаря непрерывным ядерным реакциям превращения водорода в гелий. 

Основными параметрами звезд являются масса, радиус, светимость, эффективная температура, спектральный тип, величина. Из-за их значительного расстояния чрезвычайно сложно определить точные численные значения некоторых параметров звезд, а иногда даже невозможно, поэтому при их описании они часто используют относительные значения, например, по сравнению с Солнцем, как типичная звезда главной последовательности. 

Масса является основным параметром, который определяет всю эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри нее, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех этапах ее существования. Массы звезд примерно в 1/20-100 раз больше массы Солнца. Нижний предел это фактически минимальная масса, при которой благодаря гравитационной энергии ядро ​​будущей звезды может нагреваться до температуры, при которой термоядерная реакция может продолжаться. 

Радиусы звезд варьируются в более широком диапазоне, чем их массы. У карликовых звезд радиус может быть в 10 раз меньше, чем у Солнца, а у гигантских звезд в 1000 раз. В результате светимость может быть в 10 тысяч раз меньше или в 100 тысяч раз больше, чем у Солнца. В зависимости от стадии эволюции размер звезды может значительно различаться. 

Важной характеристикой звезды как объекта на небе является звездная величина. Это мера яркости звезды, видимой с Земли. Невооруженным глазом при благоприятных условиях можно увидеть звезды до 6-й величины, а самые яркие звезды на небе имеют значения 0 и –1. Например, звезды известного ведра Большой Медведицы это звезды в среднем на 2 величины. В дополнение к этому параметру существует также абсолютная звездная величина. Он отражает собственную яркость звезды и определяется как визуальная звездная величина, которую эта звезда имела бы, если смотреть с расстояния 10 парсек (1 парсек = 3,2616 световых года). 

Звезды это горячие газовые шарики, источником энергии и излучения которых являются термоядерные реакции, главным образом превращение водорода в гелий. Этот процесс происходит в центре звезды, где температура достигает 15 миллионов Кельвинов (0,01 градуса Цельсия соответствует 273,16 Кельвина). Все вещество при такой температуре и значительном давлении фактически находится в состоянии плазмы, ионизированного газа. Процесс термоядерной реакции несколько отличается для звезд с массой Солнца и для более массивных (в нем участвуют более тяжелые элементы, такие как углерод и азот), но повсеместным результатом является синтез ядра гелия из четырех атомов водорода. ядра с выделением энергии. Содержание водорода по массе в звездах солнечного класса составляет примерно 70-75%, остальное гелий и другие элементы, содержание которых обычно не превышает 1,5-2%. 

Видимая поверхность звезды это фотосфера. Температура фотосферы связана с такой характеристикой звезды, как ее спектральный тип. Существует также деление на C 0 -C 9 (углерод), Sзвезды (с полосами ZrO в спектре) и несколько более редких . О самые горячие с эффективной температурой более 25000 К и имеют бело-синий цвет, М самые холодные с эффективной температурой менее 3500 К и имеющие красный цвет. Например, Солнце имеет класс G 2 с эффективной температурой около 5700K. Спектральный класс связан с классом светимости звезды, обозначаемым римскими цифрами от Ia и Ib (супергиганты) до VII (белые карлики). Эта связь прослеживается на диаграмме Герцшпрунга Рассела. Он также может показать связь между цветом или температурой звезды и ее абсолютной величиной. 

Рождение звезд

Солнце, луна, планеты и звезды были известны людям с древних времен. Но осознать тот факт, что звезды более или менее похожи на Солнце, только намного дальше от Земли, удалось только благодаря тысячелетнему развитию науки. Теперь мы знаем, что звезды это плазменные шары в состоянии устойчивого равновесия, излучение которых поддерживается внутренним источником энергии. Но этот источник не вечен и постепенно истощается. Чем это чревато для звезд? Какие изменения их ждут? 

Возраст даже самой короткоживущей звезды во много раз превышает эру человеческого существования. Поэтому просто невозможно проследить путь любой звезды от ее рождения до смерти. Астрономы собирают информацию о космических объектах и ​​их судьбах постепенно с помощью телескопов, установленных на Земле и выведенных на далекие орбиты. И все же звезды говорят о себе скупо. Многие из них ведут себя спокойно, но есть те, чья жизнь полна неожиданностей: они вспыхивают, затем тускнеют, затем увеличиваются, затем уменьшаются, случается, что они взрываются тогда их яркость буквально увеличивается на наших глазах в десятки, сотни раз. Не так давно были обнаружены пульсары, которые излучают энергию короткими вспышками.

Как объяснить такое разнообразие светильников? Разве это не каприз природы изобилие космических объектов, которые полностью отличаются друг от друга? Или все они имеют разные формы, соответствующие различным этапам жизни звезд? 

Рождение звезды обычно скрыто завесой космической пыли, которая поглощает свет. Только с появлением инфракрасной (ИК) фотометрии и радиоастрономии стало доступно изучение явления в газопылевых комплексах, которые, по всей вероятности, связаны с рождением звезд. Исследователи определили области, где большинство молодых, формирующие объекты протозвезды. Большую часть своей жизни они скрыты пыльной оболочкой, медленно оседающей на них. Он «гасит» излучение ядра, нагревается до сотен градусов и излучает себя в соответствии с этой температурой. Именно это излучение можно наблюдать в инфракрасном диапазоне, и это почти единственный способ обнаружить протозвезды. 

В 1967 году в туманности Ориона была обнаружена инфракрасная звезда (с температурой излучения 700 градусов Кельвина), яркость и диаметр которой примерно в тысячу раз больше, чем у Солнца. Это открытие положило начало изучению целого класса протозвездных объектов. 

Позже выяснилось, что в регионах Млечного Пути (это наша Галактика), где рождение звезд представляется наиболее вероятным, существуют компактные источники, излучающие не только в инфракрасном, но и в радиодиапазоне. Это было обнадеживающим, потому что радиосигналы, в отличие от других частот, не искажаются поглощением массы пыли. Информация, собранная радиотелескопами, позволила астрономам утверждать: туманность Ориона, насыщенная объектами, совершенно невидимыми в оптическом диапазоне, является одной из «фабрик по производству звезд». 

Предполагается, что сложный процесс звездообразования может происходить в любом достаточно большом газопылевом облаке. Например, ударная волна, своего рода эхо отдаленного взрыва сверхновой, может служить триггером для формирования звезды. Такая волна нарушает неустойчивый баланс облако разделяется на фрагменты, каждый из которых начинает сжиматься. Скорость сжатия газа зависит от плотности вещества и наличия магнитного поля. Это самый первый отрезок на пути звездообразования. 

Должны пройти миллионы лет, прежде чем в недрах формирующегося объекта будут созданы условия, необходимые для запуска первых ядерных реакций. Тогда наступит «день рождения» звезды. Однако для накопления энергии и выделения из окружающего пылевого кокона потребуются еще миллионы лет. Подтверждением вышеперечисленного процесса образования тел межзвездной среды являются обширные скопления ассоциации массивных горячих звезд высокой светимости. 

Для 90% звезд, как и для Солнца, источником энергии являются термоядерные реакции, а именно превращение водорода в гелий. Солнце, которому уже 4,5 миллиарда лет, достаточно устойчиво: размеры, масса и температура поверхности практически не меняются. 

Астрономы, которые следят за характеристиками нашей звезды, приходят к выводу: энергии, вырабатываемой внутри Солнца, достаточно для поддержания постоянного излучения в течение очень долгого времени. Но запасы водорода ограничены, и когда они заканчиваются, начинается другая фаза в жизни звезд. 

Старение и смерть звезд

У звезд разной массы процесс старения будет протекать по-разному. В тех, чья масса равна одному или двум солнечным, образуется гелиевое ядро. На его поверхности, в тонком сферическом слое, водород продолжает гореть, обеспечивая светимость звезды. Его внешние области начинают расширяться, а температура поверхности снижается. По мере выгорания водорода ядро ​​гелия сжимается, его плотность увеличивается, температура повышается, но массы звезды недостаточно для обеспечения температуры в ядре, достаточной для сгорания. И в какой-то момент, хотя водород еще есть, его сгорание прекращается. Ядро теряет способность удерживать расширяющуюся оболочку, и их разделение постепенно начинается. 

Планетарная туманность это оболочка из газа, в центре которой находится звезда с довольно высокой температурой. Оболочка является самой внешней частью атмосферы бывшего красного гиганта, а центральная звезда ее ядро, оставшееся после отделения атмосферы. Оболочечный газ светится под воздействием ионизирующего излучения звезды. В процессе эволюции оболочка расширяется со скоростью от 10 до 50 километров в секунду, звезда сжимается, и ее температура повышается. Итак, в конце концов, в центре каждой планетарной туманности образуется белый карлик компактная звезда с температурой около 100 000 градусов Кельвина. 

Теоретики предсказывают, что судьба более массивных звезд может быть довольно драматичной. Итак, в звездах, которые в десять раз больше массы Солнца, превращение водорода в гелий происходит очень быстро, затем начинается следующий этап гелий превращается в углерод, а атомы углерода образуют более тяжелые элементы. Реакции идут непрерывно, но постепенно исчезают, когда образуется железо. На этой стадии ядро ​​звезды состоит из ионов железа. 

Стабильность звезды определяется балансом между силами гравитации и давлением нагретого газа, который обеспечивается электронами. Но железные ядра могут захватывать электроны из окружающего газа, давление уменьшается, и гравитация вступает во владение. Постепенно все вещество в центре звезды оказывается состоящим из нейтронов. Когда достигается критическое значение, происходит коллапс необратимое, почти мгновенное сжатие. В то же время высвобождается огромное количество энергии, внешняя оболочка звезды взрывается, рассеивается в пространстве и обнажает центральное ядро ​​нейтронную звезду. Происходит взрыв сверхновой. Результатом такого взрыва, наблюдавшегося на Земле в 1054 году, стала так называемая Крабовидная туманность.

В наше время существование нейтронных звезд и их связь со взрывами сверхновых не вызывает сомнений. А в 1932 году гипотеза советского физика Л.Д. Ландау о формировании таких космических объектов была воспринята как чисто теоретическая абстракция. 

Говоря о гибели звезд, нельзя не упомянуть черные дыры. Теоретически, возможно, что к концу своего существования звезда будет иметь массу, слишком большую, чтобы стать белым карликом или стабильной нейтронной звездой, и поэтому ее остатки разрушатся в черную дыру объект с мощным гравитационным полем и не позволяйте никакой радиации убежать. 

Умирающие звезды превращаются в компактные объекты, выбрасывая часть своей массы в космос и тем самым обеспечивая рождение следующих звездных поколений.

Эволюция звезд

Звезды рождаются в газовых и пылевых облаках межзвездной среды из-за скопления вещества, образовавшегося в результате внешних возмущений, например, после взрыва сверхновой. Вещество под воздействием гравитационных сил начинает густеть и нагреваться. Когда достигается определенная масса протозвезды, температура достигает значения, при котором начинаются ядерные реакции.

Продолжительность этого процесса зависит от массы. Для звезд масса Солнца занимает до 30 миллионов лет, а для более массивных звезд она в сто раз меньше. Следует отметить, что для звезд с большей массой все процессы идут намного быстрее, чем для менее массивных. Следующий этап жизни звезды проходит без заметных внешних изменений в течение довольно длительного периода (около 10 миллиардов лет для таких звезд, как Солнце, и не более 0,5 миллиарда лет для массы, в несколько раз большей). В этот период происходит процесс сжигания водорода в ядре звезды.

В этом случае яркость и размер остаются постоянными, поскольку гравитационные силы уравновешиваются давлением газа внутри звезды. Параметры звезды в этот период определяются одной из точек так называемой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга Рассела. 

Поскольку весь водород в ядре превращается в гелий, он будет сжиматься и нагреваться из-за увеличения молекулярной массы. Под влиянием повышенной температуры газ, окружающий ядро, будет расширяться, и звезда значительно увеличит свои размеры, газ, прилегающий к внешним слоям, остынет, звезда станет красным гигантом, светимость которого останется примерно так же из-за его значительных размеров. Большой размер звезды приведет к большой потере энергии, в результате чего она может снова уменьшиться со временем. На этом этапе на диаграмме Герцшпрунга Рассела звезда движется по одному из так называемых эволюционных следов.

Когда во время расширения возникает внутренняя нестабильность, внешние слои звезды отрываются, образуя планетарную туманность, видимую в мощных телескопах, похожих на диски планет. Оставшееся ядро ​​становится белым карликом и постепенно остынет. Несмотря на значительную температуру, светимость белых карликов низкая из-за их небольшого размера, сравнимого с размером Земли. Максимально возможная масса таких звезд не превышает массы Солнца в 1,4 раза. 

Все вышесказанное относится к звездам массы Солнца. Если масса звезды превышает массу Солнца по крайней мере в 8 раз, заключительные этапы ее эволюции несколько отличаются. Таким образом, после того, как весь водород в ядре превратится в гелий, ядро ​​сократится, и температура внутри него повысится до такой степени, что не только сгорание водорода начнется почти во всем объеме звезды, но и преобразование гелия в более тяжелые элементы, такие как углерод и кислород, а затем в кремний. В этом случае температура ядра может достигать нескольких сотен миллионов кельвинов. В какой-то момент времени все топливо будет израсходовано, ядро ​​превратится в железо, система станет нестабильной, и звезда сократится в течение доли секунды. Сжатие будет продолжаться до тех пор, пока плотность не достигнет критического уровня, после чего произойдет отдача, сопровождаемая гигантским взрывом, наблюдаемым как взрыв сверхновой (латинская сверхновая). 

Яркость вспышки при взрыве сверхновой может превышать яркость всей галактики, а ее яркость в миллиарды раз выше, чем у Солнца. Снаряд выбрасывается со скоростью несколько тысяч км / с. Наблюдаемая вспышка заметна в течение нескольких недель. В общем, взрыв сверхновой является чрезвычайно редким явлением, которое можно наблюдать без соответствующего оборудования всего несколько раз за тысячелетие. Пример сверхновой 1987А, наблюдавшейся с февраля 1987 года в Галактике Большое Магелланово Облако в южном созвездии Дорадо, на расстоянии 170 тысяч световых лет. 

Ядро, оставшееся после взрыва, превращается в нейтронную звезду с массой от 1,5 до 3 солнечных масс и диаметром в несколько километров. Из-за сильного магнитного поля и быстрого вращения нейтронные звезды наблюдаются как вспышки радио и рентгеновского излучения, их иногда также называют пульсарами. Если масса оставшегося ядра превышает 3 солнечных массы, то звезда становится черной дырой. Гравитационные силы черной дыры настолько значительны, что поглощают любое световое излучение, и прямое наблюдение этих объектов с помощью оптических средств невозможно. Выпадение вещества на черные дыры сопровождается выделением огромной энергии, которую можно обнаружить в виде рентгеновского и гамма-излучения.

В таких регионах, в условиях гравитации, стремящейся к бесконечности, все наши представления о пространстве и времени, очевидно, не смогут найти подтверждения, а сами регионы, возможно, могут представлять собой некоторые пространственные дыры, через которые проникают в другие регионы Возможна Вселенная или Анти-Вселенная, в которой составляющая силы гравитации по отношению к нашим идеям будет иметь отрицательное значение. Но возможно, что черные дыры являются ловушками космической энергии, которые после достижения определенной критической массы и энергии вызовут грандиозный универсальный катаклизм с выделением накопленной энергии. Предполагается, что в центрах многих галактик, в том числе и нашей, есть черные дыры. 

Двойные звезды

Во Вселенной около половины всех звезд являются частью двойных или множественных систем. В них звезды вращаются вокруг общего центра масс. Визуально двойные звезды расположены достаточно далеко друг от друга и могут наблюдаться отдельно, период их обращения составляет несколько десятков лет. Если одна звезда намного меньше другой и недоступна для непосредственного наблюдения, то ее присутствие можно обнаружить по не прямолинейному движению более яркой. Бинарные системы обычно обнаруживаются периодическим смещением спектральных линий.

Большинство двойных звезд близкие пары. В таких системах вещество может течь от поверхностных слоев массивной звезды к спутнику. Вещество под действием гравитационных сил вращающейся маленькой звезды вращается вокруг нее, и образуется так называемый аккреционный диск. В этом случае большая звезда может потерять значительную массу и даже превратиться в белого карлика.

Иногда такие процессы приводят к образованию новых (лат.нов), когда происходит значительный нагрев звезды и последующий выброс, сопровождающийся выбросом оболочки со скоростью до 2 тыс. км / с и увеличение в несколько раз (до 10 15), но, конечно, даже не сравнимо с взрывом сверхновой. Этот процесс может происходить многократно с образованием повторяющихся новых, а также новоподобных с менее значительным увеличением величины. 

Также такое понятие как переменная звезда напрямую связано с двойными звездами. Хотя следует отметить, что это определение может быть в полной мере применимо к отдельным звездам, в основном на более поздних этапах эволюции (например: цефеиды, по аналогии с дельта-цефеей, когда светимость увеличивается, а затем уменьшается почти на всю звездную величину в течение нескольких дней), тем не менее, чаще всего он применяется к двойным или множественным системам.

Это выражается в периодическом изменении светимости звезды, связанном в первую очередь с неоднородностью ее внутренней структуры и стадии эволюционного развития, а также с влиянием на нее звезды-компаньона. Таким образом, в затменных двоичных файлах вращение пары происходит таким образом, что одна звезда периодически проходит впереди другой относительно наблюдателя, что приводит к изменению видимой светимости.

Самый яркий пример: Алгол Бета Персей, расстояние 92,8 св. год, состоящий из гиганта класса B и карлика класса G, между которыми происходит перенос вещества, а также третьей звезды. Кажущаяся яркость в этой системе варьируется от 3,5 до 2,2 величины с периодом около трех дней. В общем, периодичность изменений в двойных и множественных системах может наблюдаться от нескольких дней до нескольких месяцев, а изменение светимости до нескольких звездных величин, хотя обычно светимость меняется гораздо больше. 

Заключение

Наше Солнце является самой распространенной звездой среди миллионов других звезд. В центре всех звезд частицы газа и водорода ударяются друг о друга и выделяют огромное количество ядерной энергии. Это заставляет звезды сиять так ярко. Звезды несутся в космосе с колоссальными скоростями, но они кажутся нам неподвижными это также является следствием их невероятного расстояния от нас. 

Звезды постоянно появляются. Сначала это просто облака газа и пыли в космосе. Как только такие скопления вещества начинают собираться вместе, результирующая сила притяжения усиливает этот процесс. В центре такого образования газ становится горячее и плотнее, и, в конце концов, его температура и давление повышаются настолько сильно, что начинается процесс ядерного синтеза. Его начало знаменует рождение новой звезды. Часто многие звезды появляются близко друг к другу, в гигантском облаке. 

И все же звезды не живут вечно. В конце концов, водородное топливо в их ядрах истощается. Когда это происходит, звезда меняется и постепенно умирает. Старые звезды разбухают в красных гигантов. Они могут рассеивать часть своего газа в космосе в виде большого туманного кольца. Звезды намного более массивные, чем Солнце, заканчиваются массивным взрывом сверхновой. Когда появляется такая звезда, она излучает свет в миллион раз больше, чем Солнце за несколько дней. За последние 1000 лет только три сверхновые были надежно зарегистрированы в нашей Галактике. 

Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы смогли изучать не только видимое, но и невидимое излучение звезд. Сейчас многое известно об их структуре и развитии, хотя многое остается неясным.