Основні характеристики зірок. Народження зірок (стр. 1 из 2)

Реферат

Основні характеристики зірок.Народження зірок

Зміст

Основні зоряні характеристики

Світимість і відстань до зірок

Спектри зірок і їх хімічний склад

Температура і маса зірок

Зв'язок основних зоряних величин

Зірки народжуються

Міжзоряний газ

Міжзоряний пил

Різноманітність фізичних умов

Чому повинні народжуватися нові зірки?

Газово-пилові комплекси - колиска зірок

Зоряні асоціації

Стисло про весь процес народження

Основні зоряні характеристики

Світимість і відстань до зірок

Перш за все треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним виключенням, спостерігаються як "точкові" джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи не можна побачити зірки у вигляді "реальних" дисків. Підкреслюю слово "реальних", оскільки завдяки чисто інструментальним ефектам, а головним чином неспокоєм атмосфери, у фокальній площині телескопів виходить "помилкове" зображення зірки у вигляді диска. Кутові розміри цього диска рідко бувають менше однієї секунди дуги, тоді як навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієї сотої частки секунди дуги.

Отже, зірка навіть в найбільший телескоп не може бути, як говорять астрономи, "дозволена". Це означає, що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зірок в різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина.

Світимість визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія має в своєму розпорядженні цілком надійні методи, то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близьких зірок, видалених на відстань, що не перевищують декількох десятків парсек, відстань визначається відомою ще з початку минулого сторіччя тригонометричним методом, що полягає у вимірюванні нікчемно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різний час роки. Цей метод має досить велику точність і достатньо надійний. Проте для більшості інших більш видалених зірок він вже не годиться: дуже малі зсуви положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але проте достатньо надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, по деяких спостережуваних особливостях їх випромінювання.

Спектри зірок і їх хімічний склад

Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Вже давно спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається буквами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр з точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1 . . . В9, А0 і так далі. Спектр зірок в першому наближенні схожий на спектр випромінюючого "чорного" тіла з деякою температурою Т. Эти температури плавно міняються від 40-50 тисяч градусів у зірок спектрального класу Об до 3000 градусів у зірок спектрального класу М. Відповідно до цього основна частина випромінювання зірок спектральних класів Про і В доводитися на ультрафіолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхні землі. Проте в останні десятиліття були запущені спеціалізовані штучні супутники землі; на їх борту були встановлені телескопи, за допомогою яких виявилося можливим досліджувати і ультрафіолетове випромінювання.

Характерною особливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, що належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.

Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, звідки до нас "безпосередньо" приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість решти елементів достатньо невелика. Приблизно га кожні десять тисяч атомів водню доводитися тисячі атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю і азоту і всього лише одного атома заліза. Велика кількість решти елементів здійснена нікчемно. Без перебільшення можна сказати, що зовнішні шари зірок - це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою важчих елементів.

Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є її колір. Гарячі зірки спектральних класів Про і В мають блакитний колір; зірки, схожі з нашим Сонцем (спектральний клас якого G2), представляються жовтими, зірки ж спектральних класів До і М - червоні. У астрофізиці є ретельно розроблена і цілком об'єктивна система квітів. Вона заснована на порівнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні світлофільтри, що строго еталонують. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один з яких пропускає переважно сині промені ("У"), а інший має криву спектральної чутливості, схожу з людським оком("V"). Техніка вимірювань кольору зірок настільки висока, що по зміряному значенню B-V можна визначити спектр зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз квітів - єдина можливість їх спектральної класифікації.

Температура і маса зірок

Знання спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Оскільки зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, що випромінює одиницею їх поверхні, визначається із закону Стефана Больцмана:

- постійна Больцмана

Потужність випромінювання всієї поверхні зірки, або її світимість, очевидно буде рівна

( * )

де R - радіус зірки. Таким чином, для визначення радіусу зірки треба знати її світимість і температуру поверхні.

Нам залишається визначити ще одну, чи не найважливішу характеристику зірки - її масу. Треба сказати, що це зробити не так те просто. А головне існує не так вже багато зірок, для яких є надійні визначення їх мас. Останні найлегше визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період звернення Р відомі. В цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:

тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі усесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відоме відношення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. До жаль, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожній із зірок.

По суті кажучи, астрономія не розташовувала і не має в своєму розпорядженні в даний час методу прямого і незалежного визначення маси (тобто що не входить до складу кратних систем) ізольованої зірки. І це достатньо серйозний недолік нашій науки про Всесвіту. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такій ситуації астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковою світимістю і кольором мають однакові маси. Останні ж визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світимістю і кольором має таку ж масу, як і її "сестра", що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з деякою обережністю.

Зв'язок основних зоряних величин

Отже, сучасна астрономія має в своєму розпорядженні методи визначення основних зоряних характеристик: світимості, поверхневої температури (кольори), радіусу, хімічного складу і маси. Виникає важливе питання: чи є ці характеристики незалежними? Виявляється, немає. Перш за все є функціональна залежність, що зв'язує радіус зірки, її болометричну світимість і поверхневу температуру. Ця залежність представляється простій формулою ( * ) і є тривіальною. Разом з цим, проте, давно вже була виявлена залежність між світимістю зірок і їх спектральним класом (або, що фактично одне і те ж, - кольором). Цю залежність емпірично встановили (незалежно) на великому статистичному матеріалі ще в початку нашого сторіччя видатні астрономи данчанин Герцшпрунг і американець Рассел.

Зірки народжуються

Міжзоряний газ

Було потрібно, проте, тисячолітній розвиток науки, щоб людство усвідомило простий і разом з тим величний факт, що зірки - це об'єкти, більш менш схожі на Сонці, але тільки віддалені від нас на незрівнянно великі відстані. Ньютон був першим, хто правильно оцінив відстані до зірок. Два сторіччя після великого англійського ученого майже всіма мовчазно приймалося, що жахливо великих розмірів простір, в якому знаходяться зірки, є абсолютна порожнеча. Лише окремі астрономи час від часу піднімали питання про можливе поглинання світла в міжзоряному середовищі. Тільки на самому початку XX сторіччя німецький астроном Гартман переконливо довів, що простір між зірками є зовсім не міфічною порожнечею. Воно заповнене газом, правда, з дуже малою, але цілком визначеною щільністю. Це видатні відкриття, так само як і багато інших, було зроблене за допомогою спектрального аналізу.

Майже половину сторіччя міжзоряний газ досліджувався головним чином шляхом аналізу ліній поглинання, що утворювалися в нім. З'ясувалося, наприклад, що досить часто ці лінії мають складну структуру, тобто складаються з декількох близько розташованих один до одного компонент. Кожна така компоненту виникає при поглинанні світла зірки в якій-небудь певній хмарі міжзоряного середовища, причому хмари рухаються один щодо одного з швидкістю, близькою до 10 км/сек. Це і приводить завдяки ефекту Доплера до незначного зсуву довжин хвиль ліній поглинання.