Эволюция звезд

Описание: Основные эмпирические знания о свойствах звезд получены из анализа их спектров, которые несут информацию о состоянии внешних слоев звезд. Они позволяют определить химический состав, температуру поверхности, магнитные поля, скорость движения и вращения, расстояние до звезды. Эти данные соотносятся с теоретическими моделями, расчетами.
Цель работы: рассмотреть эволюцию звезд.
Реферат содержит 1 файл: 

КСЕ 1 вар. Эволюция звезд.doc

99.00 Кб | Файл microsoft Word  открыть 
Не получается скачать реферат Эволюция звезд? - Техническая поддержка

КСЕ 1 вар. Эволюция звезд.doc

 

Содержание 

Введение……………………………………………………………………………………………..3

1. Сущность  звездной эволюции……………………………………….. ……………………...….4

2. Процесс  звездообразования……………….……………………………………………………..5

3. Звезда  как динамическая саморегулирующаяся  система…………………………...................7

4. Роль  межзвездной среды в звездной  эволюции………………………………………………...8

5. Последние  фазы эволюции звезд………………………………………………………………..9

Заключение…………………………………………………………………………………………11

Список  использованной литературы……………………………………………………………..13 
 

 

       Введение 

      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 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. «Поштучно» сосчитаны и занесены в астрономические каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. А всего нашему наблюдению доступно около двух миллиардов звезд.

      Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 1022 .

      Различны  размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. 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.

      Весьма  различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем идет до нас сотни миллионов световых лет. Самая близкая к нам звезда - Проксима Центавра - маленькая звезда, ее масса в 7 раз меньше, чем масса нашего солнца, а поверхностная температура (3000°) в два раза меньше, чем температура на поверхности Солнца. Поэтому она светит на небе очень тускло и не видна невооруженным глазом, хотя и является самой близкой к нам звездой. Она отстоит от Земли на расстоянии всего 4,2 световых лет.

      Звезды  в космическом пространстве распределены неравномерно. Они образуют звездные системы: кратные звезды (двойные, тройные и т.д.); звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов); галактики - грандиозные звездные системы, в которых содержатся миллиарды и сотни миллиардов звезд. Обычно в галактиках звездная плотность также весьма неравномерна. Выше всего она в области галактического ядра.

      Большинство звезд находятся в стационарном состоянии, т.е. не наблюдается изменений  их физических характеристик. Это отвечает состоянию равновесия. Однако существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звездами и нестационарными звездами.

      Переменность  и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия звезды. Переменные звезды изменяют свое состояние (блеск, излучение в различных диапазонах электромагнитных волн, магнитное поле и др.) регулярным и нерегулярным образом. В некоторых случаях нестационарность может быть вызвана взаимодействием с другими звездами, перетеканием вещества от одной близкой соседки к другой. Следует отметить также и новые звезды, в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки. При вспышках (взрывах) сверхновых звезд вещество звезд в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.

      Основные  эмпирические знания о свойствах звезд получены из анализа их спектров, которые несут информацию о состоянии внешних слоев звезд. Они позволяют определить химический состав, температуру поверхности, магнитные поля, скорость движения и вращения, расстояние до звезды. Эти данные соотносятся с теоретическими моделями, расчетами.

      Цель  работы: рассмотреть эволюцию звезд. 

 

       1. Сущность звездной эволюции 

      Звезды - грандиозные плазменные системы, в  которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем.

      Время звездной эволюции, разумеется, очень  велико, и мы не можем непосредственно  проследить эволюцию той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд  на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции.

      Современная теория строения и эволюции звезд  объясняет общий ход развития звезд в хорошем согласии с  данными наблюдения.

      Основные  фазы в эволюции звезды - ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

      Ход эволюции звезды зависит от ее массы  и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит  от времени образования звезды и  ее положения в Галактике в  момент образования. Чем больше масса  звезды, тем быстрее идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь». Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн. лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше - около 10 млрд лет.

      Как по отношению к истории человечества, так и по отношению к истории  звезд можно говорить об их поколениях. Каждое поколение звезд имеет  особые закономерности формирования и  эволюции. Например, звезды первого  поколения образовались из вещества, состав которого сложился в начальный период существования Вселенной - почти 75% водорода и 25% гелия с ничтожной примесью дейтерия и лития.

      В ходе, по-видимому, достаточно быстрой  эволюции массивных звезд первого  поколения образовались более тяжелые химические элементы (в основном вплоть до железа), которые впоследствии были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или их взрывов. Звезды последующих поколений уже формировались из вещества, содержащего 3-4% тяжелых элементов.

      Поэтому, говоря о звездной эволюции, надо различать, по крайней мере, три значения этого понятия: эволюция отдельной звезды, эволюция отдельных типов (поколений) звезд и эволюция звездной материи как таковой.

      Внутренняя  жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях Она, наоборот, стремится «вытолкнуть» звезду в дальнее пространство. Во время стадии формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации.

      В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов  градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

Страницы:    12345   следующая
Поиск по сайту

Предметы