В спектральном классе М имеется разветвление, указывающее на три немногочисленные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S.
Реферат:» По теме Эволюция звезд ».
Реферат выполнил: Ульмаскулов Ильназ. Ученик:10 «б» класса.
Учитель: Тимербаев Ринат Зуфарович.
Эволюция звезд и Солнца
Введение:
Солнце – ближайшая к нам звезда, благодаря которой возможна жизнь на нашей планете. Поэтому изучение Солнца, его активности, жизненного цикла, химического состава так важно для нас. Но прежде необходимо ответить на следующие вопросы: что такое звезды; как они классифицируются; какой их жизненный цикл; какой жизненный цикл нашего Солнца. Ответив на эти вопросы, мы лучше поймем, что происходит с нашей звездой, что ждать от нее в будущем и как это отразится на жизни Земли.
Звезды.
Начнем с определения звезды. Звезда - небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции [1].
Звезда - раскаленный газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставляемый ему объем. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила - сила тяжести вышележащих слоев, пытающихся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, и температура возрастают к центру звезды.
Звезда излучает энергию, вырабатываемую в ее недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться ее поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется еще и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается ее источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звездное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мнгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он "блуждает" многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду.
|
|
|
Классификация звезд
|
|
|
Основная (Гарвардская) спектральная классификация
По спектрам звезд астрономы изучают состав и строение звезд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звезд и исследуют движение звезд в пространстве.
Спектры звезд впервые стали исследовать в начале XIX в. Однако в то время еще не были известны законы спектрального анализа (см. Электромагнитное излучение небесных тел). Лишь после открытия этих законов в середине XIX в. стали систематически наблюдать звездные спектры.
Первые наблюдения были визуальными, производились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звездных спектров за одну экспозицию.
На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров. С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звездных спектров называется гарвардской. Отдельные классы звезд обозначаются в ней буквами. Подклассы в каждом спектральном классе нумеруются цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.
|
|
|
В спектральном классе М имеется разветвление, указывающее на три немногочисленные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S.
Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе и одного класса к другому.
Гарвардская спектральная классификация звезд основана на виде и числе спектральных линий (см. таблицу 1). В обычном звездном спектре, как и в спектре Солнца, они выглядят темными линиями на светлом фоне непрерывного спектра. Линии принадлежат различным химическим элементам. Их вид в спектре обусловлен в основном температурой звезды. Приведем ниже более подробное описание спектральных классов и назовем яркие звезды, являющиеся типичными представителями их.
Класс О — самые горячие звезды во Вселенной. Температура (Т) их поверхности — в среднем около 40 000 К. В их спектрах основными линиями являются слабые линии водорода и ионизованного и нейтрального гелия. Пример: δ, λ и ξ Ориона.
|
|
|
Класс В — менее горячие звезды. Т ~ 15 000 К. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе О. Пример: Спика, Беллатрикс.
Гарвардская спектральная классификация звезд
| Класс | температура, К | цвет | Масса, Мсолнца | Радиус, R солнца | Светимость, L солнца |
| O | 30000-60000 | голубой | 60 | 15 | 1400000 |
| B | 10000-30000 | бело-голубой | 18 | 7 | 20000 |
| A | 7500-10000 | белый | 3,1 | 2,1 | 80 |
| F | 6000-7500 | белый | 1,7 | 1,3 | 6 |
| G | 5000-6000 | желтый | 1,1 | 1,1 | 1,2 |
| K | 3500-5000 | оранжевый | 0,8 | 0,9 | 0,4 |
| M | 2000-3500 | красный | 0,3 | 0,4 | 0,04 |
Класс А характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, появляются слабые линии металлов. Г=8500 К. Пример: Вега, Сириус.
Класс F - - линии водорода стали слабее, чем у класса А, много линий ионизованных металлов, в частности железа. Т —6600 К. Пример: Канопус, Процион.
Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному. Т~5500 К. Пример: Капелла, альфа Центавра, Солнце.
Класс К — звезды, более холодные, чем Солнце. Т~ 4100 К. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, видны слабые полосы молекул СН и CN. Пример: Арктур.
Класс М — самые холодные звезды. Г~2800 К. Интенсивны линии металлов, а также полосы молекул (особенно окиси титана). В классах R и N видны темные полосы углерода и циана, а в классе S — окиси циркония. Примеры: Бетельгейзе, Антарес, Мира Кита.
Хотя спектральная классификация звезд основана на характеристиках спектральных линий, непрерывный спектр, на фоне которого эти линии наблюдаются, также существенно изменяется при переходе от класса О к классу М. У горячих звезд О и В усилена синяя часть спектра и слаба красная; звезды F и G-имеют наибольшую интенсивность излучения в желтых лучах, а звезды М светят преимущественно в красной области и крайне мало излучают в синей. В соответствии с этим изменяется цвет звезд: О и В — голубоватые звезды, А — белые, F и G — желтые, К — красноватые (оранжевые), М — красные.
Классификация, рассмотренная выше, является одномерной, так как основной характеристикой, учитываемой в ней, является температура звезды. Но среди звезд одного и того же спектрального класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они различаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд [2].
Дата добавления: 2021-03-18; просмотров: 46; Мы поможем в написании вашей работы! |
Мы поможем в написании ваших работ!