Спектры звезд и их химический состав
Спектральные классы звёзд
Быстрая помощь студентам
Характеристики и химический состав звёзд. Звезды — это огромные раскаленные солнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя, они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым. В ночном небе невооруженным глазом можно видеть около звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость. Самые большие звезды сверхгиганты превосходят размер солнца в сотни и тысячи раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше около 10 км. Предельная максимальная масса звезд равна примерно 60 солнечным массам, а минимальная примерно 0,03 солнечной массы. Светимость и расстояние до звезд. Долгое время астрономы полагали, что различие видимого блеска звёзд связано только с расстоянием до них: Но когда стали известны расстояния до звёзд, астрономы установили, что иногда более далёкие звёзды имеют больший видимый блеск. Значит, видимый блеск звёзд зависит не только от их расстояния, но и от действительной силы их света, то есть от их светимости. Светимость звезды зависит от размеров поверхности звёзд и от её температуры. Светимость звезды выражает её истинную силу света по сравнению с силой света Солнца. Например, когда говорят, что светимость Сириуса равна 17, это значит, что истинная сила его света больше силы света Солнца в 17 раз. Определяя светимости звёзд, астрономы установили, что многие звёзды в тысячи раз ярче Солнца, например, светимость Денеба альфа Лебедя - Среди звёзд есть и такие, которые излучают в сотни тысяч раз больше света, чем Солнце. Примером может служить звезда, обозначаемая буквой S в созвездии Золотой Рыбы. Она светит в 1 раз ярче Солнца. Другие звёзды имеют одинаковую или почти одинаковую с нашим Солнцем светимость, например, Альтаира Альфа Орла Существуют звёзды, светимость которых выражается тысячными долями, то есть их сила света в сотни раз меньше, чем у Солнца. Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M Таблица 1. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1. В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от тысяч градусов у звезд спектрального класса О до градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Цвет и длина волны. Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:. Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно будет равна. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности. Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд. В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы то есть не входящей в состав кратных систем изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A температура от 50 до 10 С показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов, в классе К С обнаруживаются уже радикалы, а в классе М С - даже молекулы оксидов. В списке звезд первых четырех классов преобладают линии водорода и гелия, но по мере понижения температуры появляются линии других элементов и даже линии, указывающие на существование соединений. Эти соединения еще очень просты. Это оксиды циркония, титана класс М , а также радикалы CH, OH, NH, CH 2 , C 2 , C 3 , С а Н и др. Наружные слои звезд состоят главным образом из водорода; в среднем на 10 атомов водорода приходится около атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома других элементов. Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния кремниевые звезды , звезды, в которых много железа железные звезды , марганца марганцевые , углерода углеродные и т. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные " рукава " галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды. Химический состав звезды отражает влияние двух факторов: Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи - газопылевого облака, из которого возникла звезда. Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте. Спектральное исследование состава звезд требует учета множества факторов, к ним относятся силы тяжести, температура, магнитные поля и т. Но даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутся неполными: Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно для изучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций барий, технеций, цирконий и могут образоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел. Анализ шаровых скоплений звезд в той части Галактики, которая отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание тяжелых металлов Л. С другой стороны, если Галактика развивалась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды. К таким звездам относятся субкарлики. Они занимают промежуточное место между звездами главной последовательности и белыми карликами. В субкарликах много водорода и мало металлов. Что касается следов ядерных превращений, изменивших "химическое лицо" звезды, то эти следы бывают иногда очень отчетливыми. Так, существуют звезды, в которых водород превратился в гелий; атмосфера таких звезд состоит из гелия Возможно, что значительную роль в обогащении звезды ее внешних слоев гелием сыграло перемешивание звездного вещества. Боярчук обнаружил 8 звезд, в которых содержание гелия было в раз больше, чем содержание водорода, причем на 10 атомов гелия в этих звездах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд вообще не содержала водорода. Это наблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, что в звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций. При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на атомов гелия приходится углерода - 0. По - видимому, это те звезды, в которых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций, доставляющих энергию и производящих ядра различных элементов. Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные -гиганты и сверхгиганты. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан радикал СN и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С 2 будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды СН - звезды встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода. В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к содержанию железа: Это значит, что звезда очень богата углеродом при значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углеродными частицами, рассеянными в атмосфере звезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием водорода в атмосфере Л. Астрономы и астрофизики выполнили большую работу по анализу и сопоставлению спектральных данных и результатов исследований метеоритов. Оказалось, что элементы с четными порядковыми номерами встречаются чаще, чем с нечетными. Ядра элементов с четными порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения в нем числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться в жестких условиях. Как и все звёзды, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Когда столь грандиозная масса сжималась, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в её центре смогли начаться термоядерные реакции. В центральной части температура на Солнце равна Так зажглась новорожденная звезда. В основном, на три четверти, Солнце в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звёзд, называемых жёлтыми карликами. Оно - звезда главной последовательности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды однозначно определяет её судьбу. За время жизни 5 миллиардов лет , в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Где-то столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить. После того, как в центре светила водород будет на исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: В итоге внешние слои Красного гиганта остынут и будут отброшены, оставив лишь ядро звезды или, к тому моменту это уже будет не ядро, а так называемый Белый Карлик, температура которого примерно равна температуре нынешнего Солнца, а вот размеры сопоставимы с размером Земли. Источники тепловой энергии звезд. На сегодняшний день атомные и ядерные реакции служат наиболее мощными из известных источников энергии. Заметная часть электроэнергии вырабатывается сегодня на атомных электростанциях. В реакторах этих электростанций тяжелые ядра атомов урана распадаются на ядра более легких элементов. При таком распаде освобождается энергия. Еще больше энергии выделяется при ядерных реакциях, в которых легкие ядра объединяются в более тяжелые. Одной из таких реакций является слияние ядер водорода. Солнце, как и почти все звезды, состоит в основном из водорода. За счет превращения атомов водорода в атомы гелия и существуют звезды, а освобождающаяся энергия поддерживает их свечение. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то энергия позволит ему светить целых миллиардов лет. Это достаточно большой срок, и Земля если на ней еще будет существовать жизнь еще очень долго будет освещаться лучами Солнца. Мы сегодня не знаем, как ведет себя на стадии усталости звездное вещество и какие законы в этот период действуют. Газопылевая среда в галактике не может образовываться и пополняться только из остатков взрывающихся и исчезающих звезд. Такое представление приводит к выводу о постоянной потере галактикой своей массы, а это значит, что сама галактика не находится в равновесном состоянии, а также убывает плотность Вселенной. Более вероятным является представление, что галактики и Вселенная находятся в состоянии динамического равновесия и живут по закону: Вселенная представляет собой некий насыщенный раствор, в котором идет постоянный двунаправленный процесс: Подобные идеи фигурируют в ученом мире, согласно которым существуют кроме ощущаемой материи такие неощущаемые ее виды, как "черная" материя, "черная" энергия. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. Главная Опубликовать работу О сайте. Звёзды и их эволюция 4. Сохрани ссылку на реферат в одной из сетей: Характеристики и химический состав звёзд Характеристики звёзд Звезды — это огромные раскаленные солнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя, они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым. Спектры звезд Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем спектральный класс которого G2 , представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи "В" , а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом "V". Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации. Температура и масса звезд Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана: В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде: Химический состав звёзд По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Прогноз эволюции солнца Как и все звёзды, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Источники тепловой энергии звезд На сегодняшний день атомные и ядерные реакции служат наиболее мощными из известных источников энергии. Заключение Мы сегодня не знаем, как ведет себя на стадии усталости звездное вещество и какие законы в этот период действуют. Наука, Куликовский Т.
Хендай гретта технические характеристики комплектация
Массажем можно убрать жир с живота
Описание немецкой одежды
Расписание электричек пятигорск железноводск
Самые проверенные способы заработка в интернете
График выдачи пенсии в мае 2017 спб
Как удалить файлы с яндекс диска владельцем
Alcatel 2010d инструкция на русском языке
Транс кончает в женщину
Образец заполнения аттестатао среднем образовании
Дил банк проблемы г серпухов
Вязание красивые шали схемы и описания
Михаил хазин мировой экономический кризис
Статья государственная политика в сфере культуры
Как пить текилу бум видео