Реферат на тему:
Основні зоряні характеристики. Народження зір
Що мається на увазі під характеристикою зір? Насамперед, сюди включаються такі основні властивості, як маса, світність, радіус і температура поверхневих шарів зорі. Наприклад, температура визначає колір зорі та її спектр. Чим нижча температура поверхневих шарів зорі, тим червонішою вона буде, чим вища — тим біліший колір, іноді при температурі понад 10—12 тис. К зоря має блакитнуватий колір.
У телескопах спостерігається «оманливе» зображення зорі у вигляді диска. Потрібно усвідомити, що зорі, за рідкісними винятками, спостерігаються як «точкові» джерела випромінювання, це означає, що їхні кутові розміри дуже малі й що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зір у різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина. Світність (L) визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зорі. Складним в астрономії, є саме обчислення відстані, особливо до далеких зір. Тому тут стають у пригоді методи відносно точні й досить надійні.
Особливо багату інформацію дає вивчення спектрів зір. Уже давно спектри більшості зір розрізняються за класами, що позначаються літерами О, В, А, Е, G, К, М — від найгарячіших до найхолодніших, тобто гарячі зорі, що мають блакитний колір, належать до спектральних класів О і В, жовті зорі, подібні до нашого Сонця (G2), належать до спектральних класів від А до G, а холодні червоні зорі — до спектральних класів К і М. Для ще точнішої класифікації зоряних спектрів у межах кожного класу розробили 10 підкласів, і система класифікації стала настільки точною, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами В і А позначається як ВО, В1, В2 ... В9, АО і так далі. Отже, якщо кажуть, що зоря має спектр В8, це означає, що він ближчий до спектра А1, ніж, наприклад, до спектра В1.
Світність зорі (L) часто виражається в одиницях світності Сонця (дорівнює 4 1033 ерг/с). Світність деяких зір перевищує світність Сонця в сотні тисяч разів. Характеристикою світності є так звана абсолютна величина зорі. Видима зоряна величина залежить від її світності й кольору, а також від відстані до неї. Абсолютною називатиметься величина віднесеної на умовну стандартну відстань до 10 пс якої-небудь зорі. Зорі високої світності мають негативні абсолютні величини, наприклад, —7, —5. На відміну від зір високої світності, зорі низької світності характеризуються великими позитивними значеннями абсолютних величин, наприклад, +12 і т. ін.
Система кольорів ґрунтується на порівнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні суворо еталоновані світлофільтри. Кількісно колір зір характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один п яких пропускає в основному сині промені (В), а інший має криву спектральної чутливості, подібну до людського ока (V). Техніка вимірювань кольору зір настільки висока, що за обмірюваним значенням B-V визначають спектр зорі з точністю до підкласу.
Важливою характеристикою зорі є її маса. Маси зір змінюються в порівняно меншому ступені, ніж їхня світність. Маса Сонця дорівнює 2 ¦ 1033 г (перевищує масу Землі в 330 тис. раз), і занадто мало зір, маса яких більша або, навпаки, менша за сонячну масу в 10 разів.
Істотною характеристикою зорі є її радіус. Радіуси зір, на відміну від маси, можуть змінюватися в дуже широких межах; є білі карлики, які за своїми розмірами не перевищують радіус Землі, а є гігантські зорі, так звані «бульбашки»
Хімічний склад зір визначається шляхом скрупульозного аналізу їхніх спектрів. За хімічним складом вони, як правило, бувають гідрогенові й гелієво-плазмові. До складу зір входять також й інші елементи, але їхня кількість досить незначна. Середній хімічний склад зовнішніх шарів зорі виглядає приблизно так: на 10 тис. атомів Гідрогену припадає 1000 атомів Гелію, 5 атомів Оксигену, 2 — Нітрогену, 1 — Карбону, 0,3 — Феруму, ще менше інших елементів. Елементи з атомною масою більшою, ніж у Гелію (важкі елементи), відіграють найважливішу роль у Всесвіті. Вони, насамперед, визначають характер еволюції зір, тому що непрозорість зоряних надр для випромінювання істотно залежить від вмісту важких елементів. З ними пов'язаний і ступінь світності зорі, тому що остання залежить від її непрозорості.
Спектроскопічні дослідження зір показали розходження в їхньому хімічному складі. Наприклад, гарячі масивні зорі, що концентруються в галактичній площині, досить багаті на важкі елементи. Зорі ж, що входять до складу кулястих скупчень, вирізняються значно меншим вмістом важких елементів.
Зорі обертаються навколо своїх осей. Помічено, що зорі різних спектральних класів обертаються з різною швидкістю. Шляхом спектроскопічного методу була виявлена наявність могутніх (до 10 тис.) магнітних полів в атмосферах деяких зір. Тут слід зазначити, що в сонячних плямах напруженість магнітних полів доходить до 3—4 тис. Е.
Зорі еволюціонують. Утворюються вони шляхом конденсації хмар газопилового міжзоряного середовища, і цей процес триває донині. Підтвердженням цього є розташування груп (асоціацій) явних молодих зір у спіральних галузях Галактики, тому що міжзоряний газ в основному концентрується в спіральних рукавах галактик. Найбільша густина міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх краях галактичних спіралей, і саме тут накопичуються хмари іонізованого газу.
Протягом довгого часу для астрономів залишалося загадкою, де знаходиться Джерело енергії Сонця й зір, яка їхня природа. З розвитком ядерної фізики Розкрилася і ця таємниця. Джерелом зоряної енергії є термоядерні реакції синтезу, що відбуваються при дуже великих температурах (до десяти мільйонів градусів) у надрах зір. Швидкість цих реакцій безпосередньо залежить від температур, при цьому протони перетворюються на ядра Гелію, а вивільнювана енергія «просочується» за межі зорі і, значно трансформована, випромінюється у світовий простір. Щоб зрозуміти, наскільки могутнє це джерело, уявімо, що Сонце поширює випромінювання протягом мільярдів років і за цей час витратило не більш 10% свого первісного запасу водню.
Еволюція зорі починається з того, що з якої-небудь причини (їх можна перелічити) почала конденсуватися хмара міжзоряного газопилового середовища. Під впливом всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворилася порівняно щільна й непрозора газова куля (протозоря), яку ще не можна назвати зорею, тому що в ній через недостатньо високу температуру ще не почалися термоядерні реакції. Тиск газу усередині кулі поки не може врівноважити сили притягання окремих його частин, тому він буде безупинно стискуватися.
Зазвичай утворюється не одна протозоря, а численна група, яка згодом стає зоряною асоціацією і зоряним скупченням.
Очевидно, на ранньому етапі еволюції зорі навколо неї утворюються менш масивні згустки, які згодом перетворюються на планети.
Коли відбувається стискання зорі, усередині неї підвищується температура і значна частина вивільнюваної потенційної енергії починає випромінюватися в навколишній простір. У зв'язку з тим, що розміри протозорі ще дуже великі, відбувається недостатньо сильне стискання, і випромінювання, яке виходить з одиниці її поверхні, ще незначне. Якщо прийняти, що потік випромінювання з одиниці поверхні (за Стефаном—Больцманом) пропорційний до четвертого ступеня температури, вийде, що температура поверхневих шарів зорі порівняно низька, у той час як її світність буде практично такою ж, як і у звичайної зорі з такою ж масою. Тому на діаграмі «спектр — світність» такі зорі будуть зараховані до розряду червоних гігантів або червоних карликів, залежно від їхньої первісної маси.
Надалі розміри протозорі зменшуватимуться, тому що вона продовжуватиме стискуватися, і її поверхнева температура зростатиме. У цей період відбувається врівноважування притягання у всіх областях протозорі, у її надрах починаються термоядерні реакції і вона стає зорею.
Швидкість еволюції зорі залежить насамперед від розмірів згустку. Чим масивнішим буде згусток, тим більшою буде швидкість. Тому масивний згусток перетвориться на гарячу зорю, тоді як менші згустки більш-менш затримуватимуться на стадії протозорі, до речі, їх можна спостерігати як джерела мазерного випромінювання в безпосередній близькості від молодої гарячої зорі, яку іонізує несконденсований у згустки водень «кокона».
Зоря перестає стискатися, але в її надрах відбуваються термоядерні реакції, що підтримують тривале випромінювання. Місце й час перебування зорі на головній послідовності визначається її первісною масою. Так, зорі головної послідовності з масою, що у кілька десятків разів перевищує сонячну (клас О, гарячі блакитні гіганти), випромінюватимуть кілька мільйонів років, тоді як зорі з масою, близькою до сонячної, випромінюватимуть 10—15 мільярдів років.
Під час термоядерних реакцій, що протікають у надрах зорі, відбувається перетворення Гідрогену на Гелій. Але «вигоряння» водню відбувається тільки в центральних областях зорі, тому що зоряна речовина перемішується тільки тут, при цьому в зовнішніх шарах відносний вміст водню зберігається незмінним. Згодом маса й радіус зорі в центральній частині, де відбуваються реакції, значно зменшаться. Це означає, що кількість водню в зоряній речовині стає усе меншою й меншою, і це триватиме доти, поки він весь не «вигорить». Найбільш швидкого «згоряння» зазнають масивні зорі.
Що відбудеться із зорею, коли водневі реакції у її надрах вичерпають себе? У центральних областях зорі знову почне стискатися ядро. Цей процес зумовлений припиненням виділення енергії, що природно знижує температуру і тиск, які протидіяли силі тяжіння, що стискає зорі. При стисканні ядра підвищиться його температура, утворюється дуже щільна гаряча область, що складається з Гелію і невеликої кількості важких металів. У цій області не відбуватиметься жодних ядерних реакцій, зате в периферійних шарах зорі вони наберуть такої сили, що світність зорі та її розміри почнуть збільшуватися. Поступово з головної послідовності зоря перейде в область червоних гігантів. Зорі-гіганти, що містять менше важких елементів, при однакових розмірах матимуть вищу світність.
Коли ж і в цьому шарі припиняться реакції, зорі з масою меншою, ніж 1,2 маси Сонця скидають зовнішню оболонку, яка, розсипаючись, утворює спостережувані нами так звані планетарні туманності. У процесі розпаду оболонки оголюються дуже гарячі шари зорі. Могутнє ультрафіолетове випромінювання зорі іонізуватиме атоми в оболонці, викликаючи їхнє світіння: Через кілька десятків тисяч років оболонка зовсім розсіється, залишиться невелика, дуже гаряча і щільна зоря, що, повільно остигаючи, перетвориться на білого карлика. У деяких випадках зорі не скидають зовнішні шари, але через них усе одно відбувається повільне витікання атомів. Поступово остигаючи, білі карлики чимраз менше будуть випромінювати, а потім і зовсім перейдуть у невидимі чорні карлики, маса яких буде сумірною із сонячною, а розміри — не більші, аніж земної кулі. Так протікає еволюція більшості зір, але деякі зорі на завершальному етапі свого розвитку вибухають. У таких випадках кажуть про утворення наднових зір.
У деяких випадках може відбутися гравітаційний колапс. У зорі, що колапсує, відсутнє джерело енергії, перепад газового тиску вже не може протидіяти силі притягання, і зоря з катастрофічною швидкістю стискається, зберігаючи при цьому свою масу. У лічені секунди вона може перетворитися на надщільну «точку». При цьому виникає так звана параболічна швидкість. (Якби наше Сонце стиснулося до таких розмірів, що радіус його став би рівним 3 км, при цьому густина його була б 10,s г/см3, то параболічна швидкість нашої зорі досягла б швидкості світла. Радіус, пропорційний до маси тіла, називається шварцшильдівським). Як відомо, у дуже сильному гравітаційному полі перебіг часу сповільнюється. Якщо секундне стискання зорі відбудеться за лічені секунди, то земний спостерігач ніколи не побачить, що тіло досягло свого шварцшильдівського радіуса. Такі об'єкти одержали назву «чорні діри».