Размещено на http://www.allbest.ru/

Размещено на http://www.allbest.ru/

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования

«Нижегородский государственный педагогический университет

имени Козьмы Минина»

Факультет Педагогики и психологии

Кафедра «Технологий сервиса и технологического образования»

РЕФЕРАТ

по курсу «Концепции современного естествознания»

на тему: Физика звёзд

Плотность звезд зависит в большей степени от размера звезды. Вспомним общеизвестное правило, что у звезд-гигантов и сверхгигантов плотность намного меньше (5..10 мг/м³), чем у средних и маленьких звезд. Лидерами по плотности являются звезды карлики (их плотность варьируется от 900 до 10¹¹ кг/м³). Большую разбежку в плотности можно объяснить весьма интересными свойствами веществ этих звезд. Дело в том, что электроны звездного вещества оторваны от атомов ядер. А агрегатное состояние этого вещества сложно назвать однозначно. Ведь это и не жидкое, и не твердое состояние, но, тем не менее, его принято считать газообразным [2, c.83-85].

2.3 Светимость звезд

При помощи использования современных телескопов, стало возможно разделение звезд в зависимости от их яркости на 24 группы. Ранее было принято делить звезды только лишь на шесть групп. За единицу измерения яркости звезд принять считать латинскую букву «m», сокращенное слово «magnitude», что в переводе с латинского означает величина. Самые яркие звезды относят к звездам первой величины (1m). Звезды с меньшей яркостью относят к 2m. Дальнейшее деление яркости звезд происходит по нисходящей (то есть самые слабые звезды относят к группе 24m). Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой -- и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии. Это объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У Солнца этот параметр составляет 3,82 Ч 1026 Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светимости других звезд, что куда удобнее для сопоставления -- тогда он отмечается как L?, (?-- это графический символ Солнца.) Светимость часто путают с видимой звездной величиной (m), которая описывает количество энергии, видимое наблюдателем -- проще говоря, насколько ярко видно от или иной объект в определенной точке Вселенной. (Еще этот параметр называют блеском). Звездная величина безразмерная -- измеряется условными единицами, и чем меньше показатель, тем ярче объект. Также величина субъективная. К примеру, звездная величина Солнца на Земле -- ?26,7, а звезды Арктур, самого яркого светила созвездия Волопас -- ?0,05. При этом Арктур в 210 раз ярче и в 25 раз больше нашего светила! Поэтому звездная величина применяется астрономами преимущественно во время земных наблюдений -- так проще классифицировать звезды и искать их на звездном небе. Также она заложена в компьютеры беспилотных космических аппаратов, которые ориентируются в пространстве по звездным картам. Более объективной, но не синонимичной светимости является абсолютная звездная величина (M). Это звездная величина светила, видимая на расстоянии 10 парсек. Чаще всего используется болометрическая абсолютная величина -- то есть учитывающая все спектры излучения звезды: рентгеновский, ультрафиолетовый и т. д. У Солнца этот параметр составляет +4,7, когда у Арктура -- ?0,38. Абсолютная величина используется астрономами для вычисления светимости звезды. Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость, т.к. этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно. С его помощью можно узнать многие характеристики звезды -- от размера и массы до интенсивности ядерных реакций [5].

Таким образом, светимость достаточно точно отражает, как и энергию звезды, так и площадь ее поверхности -- поэтому она задействована во многих классификационных диаграммах, используемых астрономами для сравнения звезд. Среди них стоить выделить диаграмму Герцшпрунга-Рассела (см. Приложение 1), отображающую интересные закономерности в распределении звезд во Вселенной -- например, по ней легко определить возраст звезды. Также на светимости базируется йеркская спектральная классификация звезд -- именно в ней фигурируют такие термины «белые карлики» или «сверхгиганты» [7].

2.4 Температура и спектральные классы звезд

От температуры звезды зависит ее цвет и спектр. Температура красных звезд низкая. При последовательном переходе от красных к голубоватым звездам температура растет. Голубые являются самыми горячими, температура таких звезд может составлять от 10000 до 40000 и более. Температура во многом зависит от массы звезды. Огромные температуры - следствие постоянно продолжающейся термоядерной реакции, в результате которой водород превращается в гелий. Соответственно, чем больше водорода в звезде, тем выше ее температура. Сравнивая Солнце по спектру, мы может отнести эту звезду к разряду желтых звезд. Различия в спектрах звёзд обуславливаются, по большей части, температурой и давлением, также наличием магнитных и межатомных полей и различаем в химическом составе. Первую классификацию звёздных спектров создал Анджело Секки в 1860-1870 [6, с.94].

Класс I -- белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, включает в себя класс A и начало класса F. (Вега и Альтаир).

Класс II -- жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.(Солнце, Арктур, Капелла)

Класс III -- оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, соответствует современному классу М. (Бетельгейзе, Антарес)

Класс IV -- красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.

Класс V -- звёзды с эмиссионными линиями (г Кассиопеи и в Лиры) [6, с.103].

3. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

В 1911 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг построил диаграмму, к которой ученые обращаются при изучении наблюдаемых характеристик звезд. А в 1913 г. американский астроном Генри Норрис Рассел представил ее с некоторыми изменениями. Диаграмма Рассела представляла собой график, где по горизантальной оси был отложен спектральный класс звезды, а по вертикальной - абсолютная звездная величина (см. Приложение, рисунок 1). Точки на диаграмме - звезды, расстояние до которых нам известно [3, с.130].

В современной диаграмме Герцшпрунга-Рассела большинство звезд располагается вдоль главной последовательности. Концентрация звезд на современной диаграмме совпадает с концентрацией звезд на диаграмме Рассела. От левого верхнего угла, до правого нижнего угла диаграммы, мы проходим все спектральные гласы от О до М, главной последовательности. Большинство звезд, включая наше Солнце, являются карликами, то есть принадлежат главной последовательности. Правее и выше главной последовательности находятся другие области, в которых концентрация звезд повышена. Эти области называются последовательностями субгигантов, гигантов и сверхгигантов. Левее и ниже главной лежат белые карлики и субкарлики [3, с.131].

В наше время в диаграмме используется не только «спектральный класс» и «абсолютная звездная величина». Иногда по горизонтальной оси откладывают другую величину, например, показатель цвета (см. Приложение 1, рисунок 2). На вертикальной часто указывается логарифм светимости звезды. Смысл диаграммы от этого не меняется, изменения происходят только с внешним видом [3, с.131].

Диаграмму Герцшпрунга-Рассела часто используют для определенных группировок звезд. Для звезд одного скопления, например. Так как все звездные скопления находятся от нашей планеты примерно на одном расстоянии, их относительная светимость соответствует их относительной видимой яркости. Поэтому для звезд одного скопления диаграмму можно строить в координатах: показатель цвета, видимая звездная величина. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела построена в координатах «светимость-температура». Каждая звезда занимает свое место на диаграмме. Располагаются они в зависимости от массы, возраста, химического состава и других характеристик. Если меняется светимость и температура звезды, соответственно, меняется и ее место на диаграмме. Обычно график, показывающий изменения места звезды во время ее эволюции, представляет собой непрерывную замысловатую линию. Вид эволюционного трека зависит от многих факторов, но особый интерес представляет зависимость от массы, если другие параметры одинаковы. Это напрямую относится к звездным скоплениям.

Все звезды из звездного скопления родились примерно в одно и то же время, из одинакового вещества и при одинаковых условиях. Различаются они только массой. Сразу после того, как звезда сформировалась, она занимает свое место на главное последовательности, и для каждой звезды начинается ее эволюционное движение. Чем больше масса звезды, тем быстрее происходит ее эволюция, и тем быстрее она покидает главную последовательность. Именно поэтому, если звездные скопления разного возраста, то на диаграмме они имеют разный вид. Звезды одинакового возраста, но разной массы, образуют на диаграмме последовательности, названные изохронами. Форму таких звезд можно рассчитать исходя из современной теории звездной эволюции. Возраст скопления можно узнать, сопоставив изохроны с диаграммой Герцшпрунга-Рассела. Концентрация звезд в разных областях диаграммы Герцшпрунга-Рассела сильно отличается в любой звездной системе и заметно варьируется от одной системы к другой. Но нижняя часть главное последовательности всегда густо заселена красными карликами [3, с.132].

Таким образом, диаграмма Герцшпрунга-Рассела-одна из основополагающих классификационных астрономических систем. Подобно другим популяризированным научным теориям, диаграмма ГР дала человечеству куда больше, чем просто наглядную демонстрацию классификации космических светил. С ее помощью астрономы смогли упорядочить один с центральных процессов во Вселенной.

4. Физика Солнца, как самой большой звезды Солнечной системы

4.1 Физические характеристики Солнца

Благодаря своей близости к Земле Солнце, естественно, является наиболее изученной звездой. По всем параметрам Солнце - самая обычная, рядовая звезда. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела (см. Приложение 1, рисунок 1) она расположена в середине главной последовательности, среди множества ей подобных. Рассмотрим ее как представителя самого распространенного класса [4, с.150].

Солнце относится к спектральному классу G2, желтый карлик. Температура на поверхности Солнца приблизительно равна 6000єС; температура в центре - около 14*106єС. Диаметр Солнца 1,39 миллионов километров - в сто раз больше земного. Масса - 2*1030 кг, средняя плотность - 1410 кг/м3(в центре ~ 105 кг/м3). Основные составляющие Солнца, как, впрочем, и других звезд, - водород (70%) и гелий (29%). Ускорение свободного падения на поверхности - 274 метра в секунду (иными словами, сила тяжести в 28 раз больше, чем на Земле). Так как Солнце - плазменный шар, его слои вращаются вокруг оси неравномерно - у экватора быстрее, чем у полюсов [4,с.150].

4.2 Атмосфера Солнца и ее составляющие

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками - гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону [4, с.155].

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы - 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы - протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство [4, с.157].

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца - корона - обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетним циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца - самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы - солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля [4, с.160].

Таким образом, Солнце - это основной источник энергии на земле и первопричина, создавшая большинство других энергетических ресурсов нашей планеты, таких, как запасы каменного угля, нефти, газа, энергии ветра и падающей воды, электрической энергии и т.д. Физика Солнца и солнечно-земных связей прокладывает для нас плодотворный путь к «большой астрофизике» [5].

Заключение

Итак, на основе анализа изученной литературы можно сделать следующие выводы. Звезда - огромный газовый шар, в недрах которого происходят термоядерные реакции, этот шар излучает свет и имеет большую температуру [6, c.315]. Чтобы понять эволюцию звёзд, изменение внешних параметров светимости, массы, происходящих с течением времени, нужно анализировать процессы, происходящие в недрах звёзд. Этим и занимается физика звёзд.

Физика звёзд - один из разделов астрофизики, изучающий звёзды с физической стороны. Устанавливаются зависимости между физическими параметрами звёзд, которые определяются процессами, происходящими внутри звёзд. К таким параметрам относятся масса, размеры, плотность, светимость. Помимо вышеперечисленных параметров, физика звёзд изучает также магнитное поле, срок жизни и эволюцию звёзд. Найти изменения вдоль радиуса звезды плотности, температуры и химического состава вещества - значит получить модель внутреннего строения звезды.

Солнце -- это центр нашей планетной системы, основной ее элемент, без которого не было бы ни Земли, ни жизни на ней. Изучение Солнца вносит огромный вклад в понимание устройства Вселенной в целом, особенно тех ее элементов, которые аналогичны по своей сути и принципам «работы». Таким образом, физика Солнца и солнечно-земных связей прокладывает для нас плодотворный путь к «большой астрофизике».

Подводя итоги, нужно сказать, что изучение физических свойств и особенностей звезд способствует расширению знаний о Вселенной, прогнозированию климатических и иных явлений природы. Изучение звёзд имеет фундаментальное значение для нашего понимания Вселенной. И, конечно же, познание еще не до конца исследованных объектов нашего мира двигает человеческий прогресс далеко вперед.

Список использованной литературы

1. Иванов В.В. Физика звезд - М.: СПб.: СПбГУ, 2014. -- 406 с.

2. С.С.Ермолаев//Популярная астрономия: Важнейшие характеристики звёзд [Электронный ресурс]//Проза.ру-литературный портал.--2010.--С.81.URL: http://www.proza.ru (Дата обращения: 08.10.2017).

3. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии. -- 4-е изд. -- М.: Едиториал УРСС, 1971.-- 688 с.

4. Л.И.Мирошниченко. Физика Солнца и солнечно-земных связей: учебное пособие//Л. И. Мирошниченко; Под ред. М. И. Панасюка. -- М.: Университетская книга, 2011.--174 с.

5. В.Патинскас.Светимость звезды: [Электронный ресурс]. URL: http:www.Spacegid.com. (Дата обращения: 08.10.2017).

6. Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. М.: Наука, 1985;

7. Сурдин В.Г. Астрономия: век XXI --М.: Фрязино: «Век 2», 2007. -- 608 с

Приложение