Матеріали для Нової української школи 1 клас - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

АСТРОНОМІЯ - Золота колекція рефератів - 2018

ЗІРКИ

Наука про Всесвіт — астрономія, вивчає космічні тіла: їх будову, розвиток, утворені ними системи, а також будову й еволюцію Всесвіту загалом.

Астрофізика — це розділ астрономії, що займається вивченням фізичного стану й хімічного складу небесних середовищ, а також процесів, що відбуваються в них. У рефераті коротко описана суть деяких досягнень цієї науки.

Розглянемо для початку чисельні значення відстаней і деяких інших величин, з якими має справу космологія при описі небесних об’єктів. Природною основою для вимірювання відстаней у Всесвіті є земна орбіта, велика піввісь якої дорівнює - 150 • 106 км («астрономічна одиниця»). Розмір Сонячної системи може бути охарактеризований великою піввіссю орбіти Плутона (6 • 109 км). Сонце являє собою середню за всіма характеристиками зірку; його радіус - 7 • 105 км, маса - 2 • 1030 кг. Температура на поверхні Сонця складає 6 • 103 К, а в центрі його досягає декількох мільйонів кельвінів (ця величина визначена теоретично).

З найдавніших часів увагу спостерігачів приваблювали зірки, видимі в оптичному діапазоні спектра. Відстані до деяких зірок можуть бути визначені за їхнім паралаксом, тобто видимим зміщенням при річному русі Землі по своїй орбіті. Тому основною одиницею відстаней у зоряній астрономії слугує 1 парсек (пк) — це така відстань, з якої велику піввісь орбіти Землі видно під кутом в одну кутову секунду (перпендикулярно до площини орбіти). Чисельно 1 пк дорівнює 3 • 1013 км. На таку відстань світло у вакуумі поширюється за три роки (тому іноді використовується утричі менша одиниця довжини — світловий рік). Найближча до Сонця зірка — у сузір’ї Центавра — знаходиться на відстані 1,3 пк. Паралактичні зсуви переважної більшості зірок занадто малі й недоступні вимірюванню. Для вимірювання відстаней цих зірок застосовується складна система непрямих методів.

Найважливішими характеристиками зірок є їхній колір і характер спектра випромінювання. За цими характеристиками зірки поділяють на класи, позначувані О, В, A, F, G, К, М. У цьому ряді колір змінюється від блакитного до червоного, що відповідає зниженню температури від класу О до класу М. Спектральний аналіз показав, що хімічний склад зірок усіх цих класів в основному однаковий. Натомість спектри відповідають стану, у якому перебуває речовина випромінюючого шару зірки при різних температурах. Так, спектри зірок класу О визначаються йонізованими елементами, а в класах К і М уже спостерігаються молекулярні сполуки. Сонце належить до класу G, колір його жовтий, у спектрі переважають лінії металів, зокрема йонізованого кальцію.

Яскравість зірки називається її зоряною величиною. Зрозуміло, що слабке джерело на близькій відстані може здаватися яскравішим, ніж сильне на далекій. Тому важливо розрізняти візуальну (безпосередньо спостережувану) зоряну величину й абсолютну, що визначається як така зоряна величина, яку зірка мала б, якби знаходилася від спостерігача на стандартній відстані, за яку прийнято 10 пк. Визначити абсолютну зоряну величину можна, знаючи візуальну й відстань до цієї зірки, тому що яскравість спадає пропорційно квадрату відстані. Візуальна величина визначається так. За одиницю (перша величина) приймається усереднена візуальна яскравість найяскравіших зірок. Зірки, яскравість яких приблизно в 2,5 разу більша, називаються зірками нульової величини; якщо ж яскравість у стільки ж менша, то це зірки другої величини. Аналогічним чином шкала яскравостей розширюється вгору й униз. Натомість абсолютна зоряна величина характеризує потік енергії, випромінюваної зіркою у всіх напрямках, що, у свою чергу, називається світністю. Це один з головних показників тих фізичних процесів, які відбуваються всередині зірки й забезпечують саму можливість її випромінювання.

Для дослідження структури зірок, а також еволюції їх у часі основне значення має так звана діаграма Герцшпрунга-Ресселла. Вона являє собою графік, на якому по осі абсцис вказується тип спектра зірки (від О до М), а по осі ординат — її світність (в абсолютних зоряних величинах, знизу вгору приблизно від +20 до -5). Така діаграма може бути побудована як для всіх зірок, так і для зірок, що входять у різні зоряні скупчення. Виявляється, що точки, які відповідають спостережуваним зіркам, аж ніяк не рівномірно розташовуються по площині цього графіка; навпаки, у їхньому розташуванні існують певні закономірності. Переважна більшість зірок утворює так звану головну послідовність, що йде вузькою смугою від верхнього лівого кута діаграми до нижнього правого (тобто, скажімо, від зірок типу О, що мають зоряну величину -5, до зірок тину М зоряної величини +20). Крім головної послідовності, на діаграмі виявляються ще дві основні групи зірок. Одна з них знаходиться під головною послідовністю, у нижньому лівому куті, а інша — над нею, у верхньому правому. Перша з цих груп охоплює гарячі зірки малої світності (вони містять мало речовини й називаються білими карликами), друга ж — холодні зірки великої світності (червоні гіганти й надгіганти). Радіуси зірок, що потрапили на головну послідовність, приблизно дорівнюють радіусу Сонця. Натомість радіуси білих карликів і гігантів значно відрізняються від сонячного; для карликів вони складають лише соті частки останнього, а для гігантів можуть перевищувати його в сотні й тисячі разів. Маси зірок, що знаходяться на головній послідовності, також, загалом, мало відрізняються від маси Сонця. У білих карликів вони складають соті частки, а в гігантів можуть досягати декількох десятків мас Сонця.

Теорія фізичної структури зірок грунтується на тому уявленні, що зірка — це по суті газова куля, речовина якої зазнає певних фізичних і хімічних перетворень. Це робить зірку джерелом енергії, частина якої виділяється у вигляді випромінювання в навколишній простір. Передбачається, що початкова стадія еволюції зірок полягає в конденсації дифузійного міжзоряного середовища завдяки виникненню у ній гравітаційної нестійкості. При стисненні з дифузійного середовища утворюються зірки, що характеризуються високою температурою. Далі еволюція відбувається на діаграмі спектр-світність по лініях, приблизно паралельних осі абсцис (тобто від гарячіших класів до холоднішого). Наявність головної послідовності пояснюється тим, що у відповідних станах зірки затримуються найдовше (тобто ці стани є найстійкішими в процесі еволюції). Джерело енергії зірки на цій стадії — термоядерні реакції, характер яких визначається температурою в її надрах (за теоретичними оцінками від 10 до 30 млн К). У всякому разі результатом цих реакцій є «вигоряння» водню, що спочатку складав основну масу зірки, перетворення його на гелій. Після повного (або майже повного) перетворення водню на гелій зірка сходить із головної послідовності, продовжує свою еволюцію зліва направо за діаграмою Герцшпрунга—Ресселла і якщо має достатню масу, то перетворюється на червоного гіганта.

Найбільший інтерес для сучасної фізики представляють ті небесні об’єкти, які розцінюються вченими як результат подальшої еволюції, що йде за стадією червоного гіганта. Річ у тому, що червоний гігант складається, власне кажучи, з двох частин: з досить протяжної зовнішньої оболонки, у якій міститься водень, хоча вже немає умов для протікання термоядерних реакцій, і малого за радіусом внутрішнього ядра, що складається майже повністю з гелію. Гелій перебуває під величезним тиском з боку зовнішніх шарів. Подальша еволюція залежить від маси зірки. У всіх випадках, однак, вона призводить до так званих компактних об’єктів: білих карликів, нейтронних зірок або чорних дір.

Білі карлики — це ядра колишніх червоних гігантів, що втратили свою водневу оболонку. Вони складені з сильно спресованого гелію. При масах зірки, що складають від 1,2 до 3 сонячних, великий гравітаційний тиск призводить до перетворення всієї речовини ядра на нейтрони (образно кажучи, електрони ніби вдавлюються в протони) — виникає нейтронна зірка. Переходу в нейтронний газ передує ядерний вибух вихідної зірки, при якому скидається її зовнішня оболонка і який спостерігається як спалах наднової зірки. Нейтронні зірки мають тверду зовнішню кору, під якою знаходиться нейтронна рідина; центральна частина зірки, що має, очевидно, радіус близько 1 км, тверда.

Нарешті, при масі вихідної зірки, що перевищує масу Сонця в 2-3 рази, гравітаційному тиску не можуть протистояти ніякі сили й відбувається колапс, у результаті якого речовина зірки стискається практично в точку. При цьому виникає так звана чорна діра.

Зупинимося трохи докладніше на нейтронних зірках, що характеризуються винятково цікавими фізичними властивостями. Можливість їхнього існування була теоретично передвіщена в роботах радянського фізика Л. Д. Ландау (1932). Натомість спостереження цих об’єктів у Всесвіті стало можливим лише при розвитку методів реєстрації випромінювання зірок у рентгенівському й радіодіапазонах (починаючи з 50-х рр. XX ст.). В оптичному діапазоні нейтронні зірки випромінюють дуже слабко; вони були вперше відкриті при спостереженнях у радіодіапазоні як пульсари, тобто такі зірки, радіовипромінювання яких характеризується чіткою періодичністю. Перше таке джерело було відкрите в липні 1967 р. Сьогодні зареєстровані близько 300 пульсарів. Періоди їхнього радіовипромінювання складають від 0,002 до 4 с. Один із пульсарів знаходиться в центрі Крабовидної туманності, що являє собою залишки наднової зірки. При утворенні пульсарів з вихідної зірки завдяки збереженню моменту імпульсу виникає досить швидке обертання (радіус цих об’єктів оцінюється величиною 10 км при масі близько двох сонячних). Речовина такої зірки має високу електропровідність, і тому зірка являє собою надзвичайно потужний електричний диполь. Його вісь, як це зазвичай буває в космічних об’єктів, не збігається з віссю обертання, а на його полюсах, де густина магнітних силових ліній найбільша, накопичуються заряджені частинки. Ці «гарячі точки» пульсарів є джерелами електромагнітного випромінювання.

Спостережуваний період цього випромінювання збігається з періодом обертання зірки. Зауважимо, що лінійна швидкість обертання на екваторі може досягати декількох десятків тисяч кілометрів на секунду, причому вже стають істотними ефекти теорії відносності. З наведених даних зрозуміло, наскільки незвичайними фізичними об’єктами є пульсари і який великий інтерес для фізичної теорії становить вивчення їх ніби в природній лабораторії Всесвіту.

Сьогодні астрофізика приводить учених до безлічі чисто фізичних проблем, як, наприклад: проблеми вивчення великомасштабних магнітних полів у космосі, фізико- хімія міжзоряного середовища й газових туманностей, проблема космічних променів, інтерпретація спостережень космічних об'єктів у рентгенівському й інфрачервоному діапазонах.









загрузка...