рефераты конспекты курсовые дипломные лекции шпоры

Реферат Курсовая Конспект

Звезды и их эволюция

Звезды и их эволюция - раздел Астрономия, Звезды И Их Эволюция Содержание 1.из Чего Состоят Звезды 2.основные Звездные ...

Звезды и их эволюция Содержание 1.Из чего состоят звезды 2.Основные звездные характеристики… 1. Светимость и расстояние до звезд… 2. Спектры звезд… 3. Температура и масса звезд….3.Откуда берется тепловая энергия звезды 4.Эволюция звезд… 5.Химический состав звезд… 6.Прогноз эволюции Солнца…22 7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом 23 1. Из чего состоят звезды? Лет 20 назад межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с температурой Т = 104 K), в котором плавают холодные облака (Т = 102 К). Эта двухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к середине 70-х годов под напором новых фактов ее пришлось уточнить: внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование очень горячего газа (Т = 106 К), заполняющего большую часть объема Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам очень холодный молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи галактической плоскости.

Теперь принято представлять межзвездный газ как четырехфазную среду (таблица), хотя и такая модель не исчерпывает всего многообразия физических условий в межзвездном пространстве.

Например, в этой модели не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых (Т = 108), планетарные туманности и некоторые другие газовые образования, не находящиеся в равновесии по давлению с основными четырьмя фазами межзвездного газа. Действительно, их объем и масса в каждый момент времени не существенны по сравнению с уже имеющимся в Галактике газом.

Однако именно они поддерживают баланс вещества и энергии в этом постоянно остывающем и сгущающемся в звезды газе. таб .1 Основные фазы межзвездного газа Фаза Температура, К Плотность, см-3 Доля объема Галактики, % Горячая, HII 30 0,74 Теплая, HII 8000 0,23 Прохладная,H2 Холодная,H2 10 300 0,8 Химический состав межзвездного газа примерно такой же, как у Солнца и у большинства наблюдаемых звезд: на 10 атомов водорода (Н) приходится 1 атом гелия (Не) и незначительное количество других, более тяжелых элементов; среди них больше всего кислорода (О), углерода (C) и азота (N). В зависимости от температуры и плотности газа его атомы находятся "в нейтральном или ионизованном состоянии, входят в состав молекул или твердых конгломератов - пылинок.

Вообще говоря, для каждого химического элемента существует свой диапазон условий, при которых он находится в том или ином состоянии ионизации.

Но поскольку подавляющее большинство атомов принадлежит водороду, его свойства и определяют состояние межзвездного газа в целом: горячая и теплая фазы являются областями ионизованного водорода (их называют области или зоны НII), прохладная фаза содержит преимущественно нейтральные атомы водорода (облака НI), а холодная фаза состоит в основном из молекулярного водорода (Н2), который образуется, как правило, во внутренних плотных частях облаков НI. Молекулы водорода были впервые выявлены в межзвёздной среде в 1970 г. по ультрафиолетовым линиям поглощения в спектрах горячих звезд. В том же году в межзвездном пространстве были найдены молекулы угарного газа (СО) по их радиоизлучению с длиной волны l = 2,6 мм. Эти две молекулы наиболее распространены в космосе, причем молекул Н2 в несколько тысяч раз больше, чем молекул СО. Познакомимся с молекулой водорода, поскольку это главный строительный материал, из которого формируются звезды.

Когда два атома водорода подходят близко друг к другу, их электронные оболочки резко перестраиваются: каждый из электронов начинает двигаться вокруг двух протонов, связывая их между собой наподобие электрического "клея". В космических условиях объединение атомов водорода в молекулы происходит, скорее всего, на поверхности пылинок, которые играют роль своеобразного катализатора этой реакции.

Молекула водорода обладает не очень большой прочностью: для ее разрушения (диссоциации) нужна энергия 4,5 эВ или больше.

Такую энергию имеют кванты с длиной волны короче чем 275,6 нм. Подобных ультрафиолетовых квантов в Галактике много - их излучают все горячие звезды. Однако сама молекула Н2 поглощает эти кванты крайне неохотно. Обычно разрушение молекул Н2 происходит следующим образом. Квант с энергией 11,2 эВ (l = 101.6 нм) переводит один из электронов молекулы в возбужденное состояние.

Обратный переход в основное состояние, как правило, сопровождается излучением такого же кванта, но иногда квант не излучается, а энергия расходуется на возбуждение колебаний молекулы, которые заканчиваются ее распадом. Как известно, жесткие ультрафиолетовые кванты с энергией более 13,6 эВ ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощаются межзвездной средой в непосредственной близости от горячих звезд. Более мягкие кванты, в том числе и с энергией 11,2 эВ, почти беспрепятственно распространяются в Галактике и разрушают молекулярный водород везде, где он для них доступен. Единственное место, где молекула Н2 может жить сравнительно долго это недра плотных газопылевых облаков, куда ультрафиолетовые кванты не могут пробиться сквозь плотную пылевую завесу.

Но к сожалению, по этой же причине молекулярный водород становится практически недоступным для наблюдения. Комбинация первого возбужденного электронного состояния молекулы Н2 с различными ее квантовыми переходами дает набор спектральных линий в диапазоне длин волн 99,1-113,2 нм. Когда свет горячей звезды проходит сквозь полупрозрачное облако или сквозь наружные разреженные слои гигантских плотных облаков, в его спектре образуются соответствующие линии поглощения молекулы Н2. Они-то и были зафиксированы в 70-х годах с помощью космических телескопов в спектрах полутора сотен близких звезд.

Однако сообщить нам сколько-нибудь полные сведения о распределении молекулярного водорода в Галактике ультрафиолетовое излучение не может.

Ему не дробиться в недра массивных облаков, где как раз и находится главное хранилище холодного газа -непосредственного предка молодых звезд. Поэтому распределение молекул На в нашей и в других галактиках изучают пока косвенными методами: по распределению других молекул, имеющих спектральные линии, удобные для наблюдения. Самая популярная в этом отношении молекула угарного газа, она же окись углерода, т. е. СО. Ее энергия диссоциации 11,1 эВ, поэтому она может существовать там же, где молекулярный водород. Сталкиваясь с другими атомами и молекулами, молекулы СО возбуждаются и затем излучают линии так называемых вращательных переходов.

Наиболее длинноволновая из них (l = 2,6 мм) легко наблюдается во многих областях Галактики: светимость некоторых молекулярных облаков в линии СО достигает нескольких светимостей Солнца (Lc = 4•1033 эрг/с). Радионаблюдения в линиях СО и некоторых других молекул (HCN, ОН, CN) позволяют охватить все облако в целом, все его области с разнообразными физическими условиями.

Наблюдения же нескольких линий одной молекулы дают возможность определить в каждой области температуру и плотность газа. Однако переход от наблюдаемой интенсивности в линии излучения какой-либо молекулы (даже такой распространенной, как СО) к полной концентрации, а следовательно, и массе газа таит в себе значительную неопределенность. Приходится делать предположения о химическом составе облаков, о доле атомов, "погребенных" в пылинках, и т. п. Точное значение коэффициента перехода от интенсивности линии СО к количеству молекул Н2 до сих пор бурно обсуждается.

Разные исследователи используют значение этого коэффициента, различающееся в 2-3 раза. Соответственно и содержание молекулярного газа в Галактике известно с такой же, если не с худшей, точностью. Особенно сложно определить содержание молекулярного газа вдали от Солнца, например в окрестности центра Галактики. Поскольку звездообразование там происходит более интенсивно, чем у нас, на периферии Галактики, межзвездная среда там сильнее обогащена тяжелыми элементами - продуктами термоядерного синтеза.

Точно пока нельзя сказать, но, если принять во внимание изменение химического состава вдоль радиуса галактического диска, содержание элементов группы CNO в ядре Галактики должно быть раза в 3 выше, чем в окрестности Солнца. Если это действительно так, то соответственно в 3 раза ниже следует брать коэффициент перехода СО - Н2. Эти и другие неопределенности приводят к тому. что масса молекулярного газа во внутренней области Галактики (R<10 кпк) оценивается различными исследователями от 5•108 до 3•109 Мс 2.

Основные звездные характеристики

Основные звездные характеристики 2.1.

Светимость и расстояние до звезд

Светимость и расстояние до звезд. Угловые размеры звезд очень малы. Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в... Мерой величины потока является звездная величина. Светимость определяе... 2.2.

Спектры звезд

Спектры звезд. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, ... Например, часть последовательности звездных спектров между классами B ... Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию ... Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет.

Температура и масса звезд

3. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет ... В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой... Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристи... .

Откуда берется тепловая энергия звезды

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температ... . 4. Тепловым источником звезд являются термоядерные реакции синтеза, проис... Откуда берется тепловая энергия звезды.

Эволюция звезд

Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она расп... Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиард... п. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные п... Это звезды относительно холодные -гиганты и сверхгиганты.

Прогноз эволюции Солнца

7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом? После того,... За время жизни (5 миллиардов лет), в центре нашего светила, где темпер... В итоге внешние слои Красного гиганта остынут и будут отброшены, остав... Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звёздами). После того, как в центре светила водород будет на исходе, Солнце увели...

Список используемой литературы 1. Акенян.

Т.А. Звезды, галактика, метагалактика. М.: Наука, 1982. 2. Куликовский Т.П Звездная астрономия. М 1978. 3. Новиков. И.Д. Эволюция вселенной. М 1983. 4. Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977.

– Конец работы –

Используемые теги: звезды, Эволюция0.049

Если Вам нужно дополнительный материал на эту тему, или Вы не нашли то, что искали, рекомендуем воспользоваться поиском по нашей базе работ: Звезды и их эволюция

Что будем делать с полученным материалом:

Если этот материал оказался полезным для Вас, Вы можете сохранить его на свою страничку в социальных сетях:

Еще рефераты, курсовые, дипломные работы на эту тему:

Смысл эволюции и эволюция смысла
А у эволюции? И вообще, что такое эволюция? Процесс усложнения, детерминируемый проявлением (развёртыванием) особых закономерностей, присущих только… Что же это за механизмы, которые заставили первые живые организмы усложняться… Это: — загадка возникновения первого гена (слова), затем — увеличение количества генов, происходящее — с…

История эволюции вычислительных и операционных систем, основные функции, классических операционных систем в процессе эволюции
Первый период гг Ламповые машины Операционных систем нет... Первые шаги в области разработки электронных вычислительных машин были... Вычислительная система выполняла одновременно только одну операцию ввод вывод или собственно вычисления Отладка...

Эволюция звезд
Они же являются основным элементом галактики. «Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также других газов. Гравитация тянет эти вещи внутрь, а давление раскаленного газа выталкивает их… Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом». (1) «Жизненный путь звезд,…

Эволюция звезд
К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории… Каков же механизм их возникновения ? Почему за многие годы астрономических… Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает…

Эволюция звезд
К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории… Каков же механизм их возникновения ? Почему за многие годы астрономических… Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает…

Эволюция звезд
Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в том, как… Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в… Цель контрольной работы – рассмотреть эволюцию звезд. 1. Понятие эволюции звезды Эволюция звезд - изменение физических…

Писательская звезда Аркадия Аверченко
Такое быстрое признание невозможно объяснить только лишь литературным талантом Аверченко. Зачастую в самой российской действительности 1907-1917… Детство Аркадия было малообеспеченным, и в 15 лет Аверченко пошел работать… С этим переездом, переменой обстановки, знакомством с харьковскими литературными кругами связано начало его…

Эволюция мировой валютной системы, формы международных расчетов, платежный баланс России
Периодические кризисы мировой валютной системы занимают относительно длительный исторический период времени: кризис золотомонетного стандарта… В основе периодичности кризиса мировой валютной системы лежит приспособление… Поэтому используются разнообразные средства для сглаживания острых форм валютного кризиса и проведения реформы мировой…

История изучения северокавказского мусульманского города: системный анализ источников и эволюции развития
Сложные и многогранные проблемы города средневековой поры привлекают все более пристальное внимание не только историков, искусствоведов,… До сих пор во многом не ясны, пути сложения восточного города и главные… Однако и се¬годня проблемы средневекового города очень остро стоят в отечественной и зарубежной историографии, и в них…

Фридрих Шлегель и эволюция ранней романтической драмы
Тотальное впечатление от этой трагедии есть максимум отчаяния. Все другие впечатления, которые по отдельности казались великими и важными, меркнут,… Der Totaleindruck dieser Tragoedie ist ein Maximum der Verzweiflung. Alle Eindruecke, welche einzeln gross und wichtig schienen, verschwinden als trivial vor dem, was hier als das letzte,…

0.035
Хотите получать на электронную почту самые свежие новости?
Education Insider Sample
Подпишитесь на Нашу рассылку
Наша политика приватности обеспечивает 100% безопасность и анонимность Ваших E-Mail
Реклама
Соответствующий теме материал
  • Похожее
  • По категориям
  • По работам
  • Эволюция закона увеличения энтропии Энтропия увеличивается потому, что, имея выбор, система, как правило, переходит в более вероятное состояние. Шеннон ввел информационное определение… Чем больше свободы у атомов системы, тем выше ее термодинамическая энтропия.… Пригожин и Стингерс попробовали доказать, что отдельные подсистемы могут уменьшать свою энтропию отдавая ее другим…
  • Понятие о психике и ее эволюции Человек является членом общества, и поэтому его психические свойства формируются под решающим влиянием общественных условий жизни.Именно в… Неорганическая материя не обладает этим свойством, она не ощущает и не мыслит;… Свойство это заключается в отражении окружающей действительности. Отражение предметов реального мира мозгом человека…
  • Эволюция сонатной формы
  • Происхождение и эволюция денег С ранних веков драгоценные металлы, такие, как золото и серебро, наряду с медью, были самыми популярными формами денег. Хотя все, что угодно может… Деньги одного и того же достоинства должны иметь равную стоимость. •… Очень долго люди не могли раскрыть их сущность, не понимали причины огромной власти денег, их созидательной и…
  • Семья: эволюция и перспективы явления Семейный цикл определяется стадиями родительства. предродительство — период от заключения брака и до рождения первенца репродуктивное родительство —… Возможна типологизация семей по числу входящих в состав семьи лиц, включая… Эгалитарная семья — семья, основанная на равенстве супругов Авторитарная семья — базируется на экономическом…