Строение и эволюция звезд и планет

Размещено на http://www.allbest.ru/

МГУ Печати им. Ивана Федорова

Факультет журналистики

Реферат на тему:

Строение и эволюция звезд и планет

Подготовила: Путиева Серафима, ДКЖб 1-4

Москва, 2015

ПЛАН

ВСТУПЛЕНИЕ

1. КЛАССИФИКАЦИЯ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

2. ЗВЕЗДЫ. ТИПЫ ЗВЕЗД. ИХ РОЖДЕНИЕ, СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИОННЫЙ ЦИКЛ

3. ПЛАНЕТЫ. ИХ ОБРАЗОВАНИЕ. СТРОЕНИЕ И ХАРАКТЕРИСТИКИ НА ПРИМЕРЕ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ

ВСТУПЛЕНИЕ

Вопросы, связанные со строением Вселенной, волновали человечество еще до появления самого понятия Вселенная. Ученые античности, средневековья, а за ними и современные деятели науки стремились и стремятся выяснить, по каким законам существует мир, в котором мы живем.

Одной из наук, помогающей нам приблизиться к пониманию этих законов, является Астрономия - одна из наиболее древних и значимых областей познания. Еще представители древних цивилизаций пытались как-то объяснить наступление дня и ночи, смену фаз луны и прочие явления, причину которых в нашем веке знает каждый. Очень важным этапом в изучении космоса стало изобретение Г. Галилеем телескопа, при помощи которого можно наблюдать за движением небесных тел.

Космогония (греч. от kуsmos --Вселенная и gone, рождение), область науки, в которой изучается происхождение и развитие космических тел и их систем: звёзд и звёздных скоплений, галактик, туманностей, Солнечной системы и всех входящих в неё тел -- Солнца, планет (включая Землю), их спутников, астероидов (или малых планет), комет, метеоритов. Изучение космогонических процессов является одной из главных задач астрофизики. Поскольку все небесные тела возникают и развиваются, идеи об их эволюции тесно связаны с представлениями о природе этих тел вообще. В современной космогонии широко используются законы физики и химии.

В первую очередь, конечно, изучалась наша Солнечная система, об остальных небесных телах, находящихся в нашей галактике, можно было только делать предположения. Причиной этого был тот факт, что до начала XX столетия астрономия была только оптической. Вторая мировая война послужила толчком создания радиоастрономии. Выход человечества в космос дал возможность развивать коротковолновую астрономию (ультрафиолетовую, рентгеновскую, наконец, g-астрономию). Все эти многозначительные изменения были обусловлены бурным развитием физики и технологии.

Наконец, современное совершенство техники позволяет решать и такие вопросы, как наличие планет у других звезд, скорость их вращения, температуру и состав этих звезд, и даже делать выводы о форме и строении других галактик. Также мы многое узнали о том, какими бывают звезды и планеты, по каким законам они возникают и существуют.

1. КЛАССИФИКАЦИЯ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

Процессы формирования и развития большинства космических тел и их систем протекают чрезвычайно медленно и занимают миллионы и миллиарды лет. Однако наблюдаются и быстрые изменения, вплоть до процессов взрывного характера. При изучении космогонии звёзд и галактик можно использовать результаты наблюдений многих сходных объектов, возникших в разное время и находящихся на разных стадиях развития.

Наиболее крупными небесными телами являются звезды и планеты, на них я и хотела бы обратить внимание.

2. ЗВЕЗДЫ. ТИПЫ ЗВЕЗД. ИХ РОЖДЕНИЕ, СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИОННЫЙ ЦИКЛ

Звезда -- излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза. Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится “вытолкнуть” звезду в дальнее пространство.

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890--1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру 5780 K.

Установлен важный факт: звезды образовались в Галактике не одновременно, процесс звездообразования происходит и в настоящее время. Образование звезд происходит группами, которые состоят из десятков и даже сотен звезд. Они возникают из вещества холодных и плотных молекулярных облаков в результате их неустойчивости. Эти молекулярные облака имеют огромные размеры и массы (более 105) и содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики.

В газово-пылевом облаке образуется несколько сгущений, которые сжимаются благодаря преобладанию сил гравитационного притяжения их частиц над силами газового давления. Такое сжатие сопровождается увеличением температуры сгущений и их плотности. Постепенно потенциальная энергия сгущения переходит в тепловую, облако сжимается еще больше и разогревается, превращаясь в звезду. Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. protos - «первый»).

При достижении центральной областью звезды температуры в несколько миллионов градусов Кельвина начинаются реакции термоядерного синтеза - превращения водорода в гелий.

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть ее химический состав.

Эволюция звезды очень хорошо прослеживается по диаграмме Герцшпрунга-Рассела:

Главная последовательность -- область на диаграмме Герцшпрунга -- Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода. Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста, так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе.

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе -- от 0,0767 до около 300 Солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется ее массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности диаграммы . Перемещение звезды по диаграмме означает изменение параметров звезды с течением времени.

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Эволюция звезд малой массы ( до 8 М Солнца)

Если массы, необходимой для начала термоядерной реакции, недостаточно (0,01-0,08 масс Солнца), термоядерные реакции никогда не начнутся. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба -- постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звезды массой до 3-х ,находящиеся на подходе к главной последовательности, по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества.

После начала в недрах звезды термоядерных реакций она выходит на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела, и тогда на длительное время устанавливается равновесие между силами газового давления и гравитационного притяжения.

Когда общая масса гелия, образовавшегося в результате горения водорода, составит 7 % от массы звезды (для звезд с массой 0,8-1,2 для этого потребуются миллиарды лет, для звезд с массой около 5-10 - несколько миллионов), звезда, медленно увеличивая свою светимость, покинет главную последовательность, переместившись на диаграмме «спектр - светимость» в область красных гигантов. Ядро звезды начнет сжиматься, его температура - повышаться, а оболочка звезды начнет расширяться и охлаждаться. Энергия будет вырабатываться лишь в сравнительно тонком слое водорода, окружающем ядро.

Звезда с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ее ядре прекратятся реакции с участием водорода, -- масса такой звезды слишком мала для того, чтобы обеспечить гравитационное сжатие до степени, достаточной для «поджига» гелия. После прекращения в их ядрах термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах спектра.

Звезды с массами порядка солнечной заканчивают свою жизнь стадией красного гиганта, после которой они сбрасывают свою оболочку и превращаются в планетарную туманность. В центре такой туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5--0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.

Судьба центрального ядра звезды полностью зависит от её исходной массы, -- оно может закончить свою эволюцию как:

· белый карлик

· как нейтронная звезда (пульсар)

· как чёрная дыра

В двух последних ситуациях эволюция звёзды завершается катастрофическими событием -- вспышкой сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, завершают свою эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится невидимым черным карликом.

Если масса звезды была не меньше солнечной, но и не превышала трех солнечных масс, звезда становится нейтронной звездой. Нейтронная звезда - это звезда, в которой давление нейтронного газа, образовавшегося в процессе эволюции путем реакции превращения протонов в нейтроны, уравновешивается силами тяготения. Размеры нейтронных звезд - порядка 10-30 км. При таких размерах и массах плотность вещества нейтронной звезды достигает 1015 г/см3.

Одним из конечных результатов эволюции звезды с массой более 3 может быть черная дыра. Это тело, гравитационное поле которого настолько сильно, что ни один объект, ни один луч света не может покинуть его поверхности, точнее, некоторой границы, называемой гравитационным радиусом черной дыры rg = 2GM/c2, где G- постоянная тяготения, M - масса объекта, с - скорость света. космический звезда планетный газопылевой

Пока непосредственно наблюдать черные дыры не удается, однако существуют косвенные признаки, по которым черные дыры можно обнаружить: это и их гравитационное влияние на находящиеся поблизости звезды, и мощное рентгеновское свечение, возникающее из-за нагрева падающего на черную дыру вещества до сотен миллионов кельвинов.

Предполагается, что черные дыры могут входить в состав двойных звезд, а также существовать в ядрах галактик.

Эволюция звезд большой массы (больше 8 М Солнца).

Звезды с такими массами быстро проходят свой жизненный путь. После того, как звезда с массой большей восьми Солнечных масс, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия растут температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. Но когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества, что в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной мощности.

Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «утилем» и, возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Вспышки сверхновых - один из самых мощных катастрофических природных процессов. Взрыв сверхновой сопровождается колоссальным выделением энергии - до 1046 Дж - столько, сколько Солнце вырабатывает за миллиарды лет.

При вспышке сверхновой блеск звезды может возрастать на 19 звездных величин, а в максимуме блеска абсолютная звездная величина может достигать -18m.

Плотное ядро звезды резко сжимается, а когда его сжатие прекращается, на верхние слои обрушивается встречная ударная волна, в результате чего оболочка звезды разлетается со скоростями 5 000-10 000 км/с. Масса разлетающейся оболочки может достигать нескольких масс Солнца. Остатки оболочек, сброшенных сверхновыми звездами, долгое время видны как расширяющиеся газовые туманности. Сверхновая сохраняет свою максимальную яркость около месяца, после чего начинает угасать.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остаётся момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

3. ПЛАНЕТЫ. ИХ ОБРАЗОВАНИЕ. СТРОЕНИЕ И ХАРАКТЕРИСТИКИ НА ПРИМЕРЕ ПЛАНЕТ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

В основу всех современных гипотез о происхождении планет положена идея о формировании их из газопылевого облака. При этом большинство ученых склоняется к выводу о том, что формирование Солнца и планет из этого облака происходило одновременно. Облако имело состав, примерно сходный с современным составом Солнца, и состояло на 98% из водорода и гелия и лишь на 2% из остальных элементов, образовавших различные соединения и сконденсированных в частицы. Пылевые частицы постепенно концентрировались в одной плоскости, образуя слой повышенной плотности. Этот слой не оставался однородным и постепенно распадался на отдельные сгущения, которые сталкивались друг с другом, объединялись и сжимались. Образовавшиеся таким образом сплошные тела, которые также сталкивались между собой, либо дробились, либо росли за счет этого раздробленного вещества. В конце концов наибольших размеров достигли лишь 9 зародышей, ставших большими планетами. Эта идея об образовании планет путем объединения твердых тел и частиц выдвинута выдающимся советским ученым академиком О. Ю. Шмидтом.

Образование планетной системы из газопылевого облака:

1- сжатие медленновращающегося облака в газопылевой диск;

2- образование кольцеобразных уплотнений в диске и формирование Солнца в его центре;

3- образование и рост отдельных конденсаций (протопланет);

4- окончательное образование планетной системы. Основная масса протопланетного диска уходит из Солнечной системы.

Все планеты находятся в постоянном движении, а именно обращаются вокруг звезд по орбитам на разном расстоянии. Их движение достаточно точно можно предсказать, опираясь на законы Ньютона.

Что касается строения и состава, у каждой планеты эти характеристики уникальны. Достаточно полно изучены лишь планеты Солнечной системы, о них нам известно много. Из информации, которой мы обладаем, можно сделать вывод, что строение планет слоистое. Выделяют несколько сферических оболочек, различающихся по химическому составу, фазовому состоянию, плотности и другим характеристикам.

Как же устроена Солнечная система?

Солнце -- звезда среднего размера, его радиус составляет около 700 тыс. км, температура на поверхности -- около 6000°С. Солнце относится к числу рядовых звезд нашей Галактики (желтый карлик) и расположено ближе к ее краю в одном из спиралевидных рукавов. Солнечная система обращается вокруг Галактики со скоростью около 220 км/с. При этом одновременно оно совершает один оборот вокруг центра Галактики за 250 млн. лет. Данный период называют галактическим годом. Солнце представляет собой плазменный шар со средней плотностью 1,4 г/см3 , окруженный так называемой короной, которую можно наблюдать.

Активность Солнца циклична, периодичность циклов составляет 11 лет. Источником солнечной энергии являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, которые происходят в его недрах. Солнце состоит из водорода, гелия и 144 других элементов, соотношение которых изменяется от поверхности к ядру. В верхних слоях содержится около 90% водорода и около 10% гелия. Ядро состоит из водорода лишь на 37%. Соотношение между водородом и гелием с течением времени изменяется в пользу гелия, поскольку уже в течение 4,5 млрд. лет на Солнце протекают термоядерные реакции, превращающие ядра водорода в ядра гелия. При сохранении таких темпов выгорания водорода Солнце будет светить с той же интенсивностью еще 5--6 млрд. лет.

Крупнейшими после Солнца объектами Солнечной системы являются планеты и их спутники. Считается, что все планеты Солнечной системы возникли одновременно примерно 4,6 млрд. лет назад. В современной космогонии доминирует концепция холодного начального состояния планет, которые под влиянием электромагнитных и гравитационных сил образовались в результате объединения твердых частиц газопылевого облака, окружавшего Солнце.

Все планеты Солнечной системы можно разделить на две группы:

1) планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун)

2) планеты земного типа (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Плутон).

Оба типа планет отличаются друг от друга по химическому составу. Так, в составе твердых оболочек Юпитера и Сатурна преобладают водород и гелий, эти планеты по химическому составу близки к Солнцу. Планеты земной группы в этом смысле резко отличаются от Солнца, поскольку наиболее распространенными элементами в их составе являются железо, кислород, кремний и магний.

Строение всех планет Солнечной системы слоистое. Слои различаются по плотности, химическому составу и другим физическим характеристикам. В недрах планет происходит радиоактивный распад элементов.

Поверхность планет формируется под действием двух типов факторов: эндогенных и экзогенных. Эндогенные факторы -- это процессы, происходящие в ядре планеты и меняющие ее внешний облик: перемещения участков коры, вулканические извержения, горообразование и т.п. Экзогенные факторы связаны с внешними воздействиями: химические реакции при соприкосновении с атмосферой, изменения под воздействием ветра, падение метеоритов и т.п.

В настоящее время в составе Солнечной системы насчитывается девять планет, которые расположены в следующем порядке от Солнца: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон. Между Марсом и Юпитером находится кольцо астероидов, которые движутся вокруг Солнца. Сейчас ученым известно около 2000 астероидов.

Расстояние от центра Солнечной системы до последней ее планеты -- Плутона -- составляет примерно 5,5 световых лет. Размеры планет значительно меньше Солнца. Некоторые планеты Солнечной системы имеют собственные спутники: Земля и Плутон -- по одному, Марс и Нептун -- по два, Уран -- пять, у Сатурна, по последним данным, -- 32 спутника, а у Юпитера -- 39.

Все планеты Солнечной системы, а также их спутники освещаются солнечным светом и именно поэтому могут наблюдаться учеными. В современном естествознании каждая из планет характеризуется девятью основными параметрами. К ним относятся расстояние от Солнца, период обращения вокруг Солнца, период обращения вокруг своей оси, средняя плотность, диаметр экватора в километрах, относительная масса, температура поверхности, число спутников, преобладание газа в атмосфере.

Ближайшей к Солнцу планетой является Меркурий, который состоит из большого железного ядра, расплавленной каменистой мантии и твердой коры. По внешнему виду Меркурий напоминает Луну. Его поверхность испещрена кратерами. Сила тяжести на планете в два раза меньше земной, поэтому атмосфера практически отсутствует, газы могут свободно покидать планету. Температура на Меркурии -- от +350°С на освещенной Солнцем (дневной) стороне до -- 170°С на ночной.

Венера по размерам, массе и плотности сходна с Землей. Однако она имеет очень плотную атмосферу, пропускающую солнечное излучение внутрь и не выпускающую его обратно. Поэтому на Венере давно действует парниковый эффект, который начинает отмечаться сейчас и на Земле. В результате парникового эффекта температура поверхности Венеры составляет 400--500°С. Венера, как и Меркурий, состоит из металлического (железоникелевого) ядра, расплавленной мантии и твердой коры. Поверхность Венеры представляет собой знойную пустыню с небольшими низинами и нагорьями высотой до 3 км.

Отличительной особенностью Марса является высокое содержание железа и окислов других металлов в поверхностном слое. Поэтому его поверхность имеет вид красной каменистой пустыни, окутанной тучами красного песка. Наряду с абсолютно плоскими пустынями на Марсе есть горные хребты, глубокие каньоны, огромные вулканы. На Марсе существуют также полярные шапки, состоящие из сухого льда (замерзшего углекисло- 146 го газа). Обнаруженные русла высохших рек свидетельствуют о теплом климате, существовавшем на этой планете ранее.

Юпитер -- самая крупная планета Солнечной системы. Вместе со своими 16 спутниками он составляет Солнечную систему в миниатюре. Масса Юпитера в три раза превосходит массу всех остальных планет Солнечной системы и в 318 раз больше массы Земли. В центре Юпитера находится небольшое каменное ядро. Его окружает вначале слой металлического водорода, по свойствам напоминающего жидкий металл, затем слой жидкого водорода. Плотная атмосфера Юпитера состоит из водорода, гелия, метана и аммиака и по толщине в 8--10 раз превосходит земную атмосферу.

Сатурн широко известен своими кольцами, которые состоят из огромного количества кусков льда различного размера -- от пылинок до глыб. Эта планета имеет самую низкую плотность среди всех планет Солнечной системы. Его небольшое ядро изо льда и камня окружено слоями металлического и жидкого водорода.

Уран и Нептун -- более далекие и хуже изученные планеты. Они имеют более высокую плотность, чем Сатурн, поэтому на них больше веществ тяжелее водорода и гелия. Эти планеты имеют ядра диаметром 16 000 км, которые окружены мантиями, состоящими изо льда. Далее идут газовые оболочки, состоящие из водорода с примесью метана. Уран и Нептун так же, как и Сатурн, имеют спутники, но о них нам почти ничего не известно.

Плутон -- самая далекая малая планета, не входящая в семейство газовых гигантов. Его размеры сопоставимы с размерами Луны. Температура на поверхности Плутона составляет всего 50 К, поэтому все газы, кроме водорода и гелия, там выморожены. Считается, что поверхность планеты состоит из метанового льда. В 1978 г. был открыт спутник Плутона -- Харон. Так же, как и Земля с Луной, Платон и Харон образуют двойную планетную систему. Девятую планету Солнечной системы Плутон следует рассмотреть отдельно, потому что на фоне современных споров о его статусе существует вопрос: он действительно является планетой, или, может, это просто очень крупный астероид? По современным представлениям, пояс Койпера, находящийся за орбитой Нептуна, населяют преимущественно кометы. И действительно .не имея почти ничего общего с большими планетами Солнечной системы, Плутон имеет достаточно много общих черт с кометами.

В августе 2006 года решением Международного астрономического союза, Плутон лишился статуса полноценной планеты.

Ранее планетой могло считаться небесное тело, которое вращается вокруг Солнца, не является спутником другой планеты и имеет достаточную массу для приобретения сферической формы. По итогам дебатов астрономы добавили ещё одно требование: чтобы тело «расчистило» окрестности своей орбиты от тел сопоставимого размера. Последнему требованию Плутон не соответствовал и был лишён статуса планеты. Он перекочевал в список «карликовых планет» (от английского «dwarf planet», буквально -- «планета-гномик») под номером 134340. Планеты и карликовые планеты -- это два разных класса объектов Солнечной системы.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В связи с прогрессом в развитии науки и техники, мы получили возможность заглянуть за пределы Солнечной системы, узнать многое о звездах, удаленных от нас на огромные расстояния, даже о тех из них, которые находятся в другой галактике. Ученые выяснили, что небесные тела отдаляются от нас, а, стало быть, Вселенная расширяется. При помощи астрономических наблюдений мы можем многое сказать и о планетах, соседствующих с Землей в Солнечной системе. Мы знаем их состав, скорость движения, температуру и размеры.

Все исследования, направленные на изучение небесных тел, являются шагами на пути к пониманию устройства мира, окружающего нас. И, пускай, нам еще многое предстоит узнать, любознательность человека, стремящегося постичь то, что пока не понимает, бесконечна.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ

1. Энциклопедический словарь юного астронома, М.:Педагогика,1980 г. Астрономия: Учеб. для 11 кл. сред шк ., М:Провсещение,1990

2. Ахундов М.Д. Концепции пространства и времени: истоки, эволюция, перспективы. -- М.: Наука, 1982, 32-37, 54-59.

3. Стивен Хокинг Краткая история времени. От большого взрыва до черных дыр»: Амфора; СПб.; 2001 с. Гл. 9, с. 87.

4. Концепции современного естествознания: Учебник для вузов / Под ред. проф. В.Н. Лавриненко,

5. Википедия.ру (взяты только таблицы)

6. Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984

7. Рубин С.Г. Устройство нашей Вселенной (2-е изд.: Фрязино: Век 2, 2008)

8. Засов А.В., Постнов К.А. Курс общей астрофизики (2-е изд.: Фрязино: Век 2, 2011)

9. Шмидт О.Ю. Эволюция солнечной системы, пер. с англ. М., 1979

Размещено на Allbest.ru