Классификация звезд

Реферат
по предмету  Астрономия, астрофизика | Работа сдана в 2007 году
Страниц: 15 | Рисунков:1 | Таблиц:0 | 0% плагиата

Содержание

ВВЕДЕНИЕ

1. ЭВОЛЮЦИЯ И ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД

2. КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД ПО ФИЗИЧЕСКИМ ХАРАКТЕРИСТИКАМ

3. ДВОЙНЫЕ И ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ


Введение

Чтобы любоваться звёздным небосводом, совсем не обязательно описывать все звёзды и выяснять их физические и химические характеристики – они красивы сами по себе. Но если рассматривать звёзды как природные объекты, естественный путь к их познанию лежит через измерения, сопоставление их свойств и составление классификации.

Мы живем в относительно спокойной области Вселенной, именно поэтому жизнь на Земле возникла и существует в продолжение такого огромного (по человеческим меркам) промежутка времени. Однако, с точки зрения исследования звезд этот серьезный минус. На многие парсеки вокруг (парсек – единица звездных расстояний, равная 3,26 светового года или примерно 30 трлн. км) расположены только неяркие и невыразительные светила, подобные нашему Солнцу. А все редко встречающиеся типы звезд находятся очень далеко. Поэтому разнообразие мира звезд долгое время оставалось скрытым от человеческого глаза. Изобретение мощных астрономических приборов, позволило осознать насколько все звезды разные.

Основными характеристиками звезды, которые могут быть тем или иным способом определены из наблюдений, являются мощность ее излучения (в астрономии светимость), масса, радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная данные параметры, вычисляется возраст звезд. Перечисленные параметры изменяются в очень широких пределах. Кроме того, они взаимосвязаны.

Проследить жизнь звезды от начала до конца невозможно, однако можно наблюдать много звезд, находящихся на разных стадиях развития, и по многочисленным «звездным портретам» восстановить эволюционный путь каждой звезды.


Выдержка из работы

Жизненный путь звезды довольно сложен. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур и остывает до такой степени, что в её атмосфере начинают образовываться пылинки. Звезда расширяется до грандиозных размеров и сжимается до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до огромных величин и падает почти до нуля.

Звезды образуются из космических газопылевых облаков, При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается. Когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Источник энергии звезды находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объем уменьшается, внешние области звезды при этом расширяются, а температура ее поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант. Далее звезда станет белым карликом, а в конечной стадии нейтронной звездой или черной дырой.

В начале ХХ в., благодаря трудам английского астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источник энергии – термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. Чему равна минимальная возможная масса звезды, с уверенностью сказать нельзя, т.к. маломассивные звёзды очень слабые объекты и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах массой меньше чем семь-восемь сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Темпера¬тура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2-3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Центавра.

В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50-70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы, что приводит к образованию сверхновых звезд.

Химический состав звезд был выяснен благодаря спектральному анализу, что дало доказательства физического единства мира – на звёздах не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента.

Наиболее обильным элементом в звёздах является водород. Приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. Тем не менее, говоря о химическом составе звёзд, чаще всего имеют в виду содержание элементов тяжелее гелия. Доля тяжёлых элементов невелика (около 2%), но они, как правило, являются определяющими для размера, температуры, и светимости звезды.


Заключение

На протяжении многих веков астрономия накапливала данные о звездах. На основании этих данных строятся различные классификационные системы. В данной работе мы рассмотрели некоторые классификационные характеристики.

По нахождению на различных стадиях своей жизни звезды бывают голубыми и красными гигантами, белыми карликами, нейтронными звездами или черными дырами.

Классифицируя звезды по химическому составу, ориентируются на содержание в них элементов, тяжелее гелия. Этих элементов, как правило, не более 2%, но они определяют, к какой группе принадлежит звезда.

Основой классификации звезд служат их физические характеристики – блеск, светимость, размер, температура, масса. Звезды классифицируются по «звездной» и абсолютной величине, по светимости и цвету, по степени ионизации элементов. Наиболее наглядно группы звезд отражены в диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Изучая физические характеристики можно сделать предположение, что все звезды имеют более-менее одинаковую массу, в то время как все другие характеристики изменяются в сотни тысяч и многие миллионы раз.

Большой интерес представляет классификация и изучение двойных и переменных звезд.

Двойные звезды и кратные системы могут быть оптически и физически дойными. Их двойственность объясняется соответственно геометрическими эффектами и физическим взаимодействием.

Переменные звезды бывают затменные и физические. Переменность затменных звезд объясняется опять-таки геометрическими эффектами, а физических переменных – внутренними процессами.

В настоящее время классификация звезд непрерывно дополняется и совершенствуется.


Список литературы

Астрономический словарь – М., 2007.

Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. – М., 1980.

Дагаев М.М. Наблюдения звездного неба – М.: Наука, 2006.

Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной. – М., 1984.

Ивлев О.А. Наблюдение звездного неба в телескоп – М.: Космоинформ, 2004.

Зигель Ф.Ю. Неисчерпаемость бесконечности. – М., 1984.

Кукаркин Б.В., Паренаго П.П. Переменные звезды и способы их наблюдения – М.-Л., 1989.

Новиков И.Д. Черные дыры и Вселенная. Эволюция Вселенной – М,, 2002.

Ровинский Р.Е. Развивающаяся Вселенная. – М., 2006.



Эта работа немного не то что Вам нужно? Мы можем доработать эту работу под Ваши требования
Если Вам нужна полностью уникальная работа, именно по Вашей теме, то Вы можете совершенно бесплатно оценить сколько это будет стоить. Возможно срочное выполнение работ!

Не рекомендуем сдавать работу в чисто скачанном виде, возможно что она уже не раз сдавалась вашему преподавателю и уже успела примелькаться. Все представленные на складе студенческие работы можно использовать в качестве образца или примера для написания своей собственной работы. Из материала можно взять структуру, статистические данные или просто вникнуть в рассматриваемую тему.


В этом разделе вы можете скачать бесплатные рефераты, курсовые и дипломные работы по выбранному предмету. Также в каталоге содержатся платные работы, которые были написаны как профессиональными авторами, так и просто студентами. Но обязательно прошли проверку на соответствие жестким требованиям.


Понравившиеся студенческие работы — откладывайте в КОРЗИНУ. Позже Вы сможете их сравнить и выбрать нужные.

Мы настоятельно рекомендуем перед сдачей работы:

  • 1. Внимательно прочитай работу.
  • 2. Выпиши тезисами ключевые моменты.
  • 3. Подготовь несколько вопросов по тематике работы своему преподавателю.