Смекни!
smekni.com

Рождение звезд из газо-пылевых облаков межзвездной среды (стр. 1 из 2)

Министерство труда, занятости и социальной защиты Республики Татарстан Государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования « Набережночелнинский Государственный торгово-технологический институт»

(ГБОУ ВПО НГТТИ)

Факультет технологического менеджмента

Контрольная работа

По дисциплине: Концепция современного естествознания

Выполнила:

студентка гр. 385-ЗС

Ф.И.О:

Проверил: Шарафутдинов

Рафик Низамутдинович

Ученая степень: кандидат

биологических наук,

доцент

г. Набережные Челны

2009г.

Содержание

Задание 1. Рождение звезд из газо-пылевых облаков

межзвездной среды………………………………………..

Задание 2. Фундаментальные материальные поля и

проблема физического вакуума………………………………

Задание 3.Естествознание и техногенная цивилизация…………………………………………………….

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

Задание 1. Рождение звезд из газо-пылевых облаков

межзвездной среды.

Общая характеристика звезд

Звезды — это огромные раскаленные солнца
столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной
системы, что, хотя они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым.

При взгляде на ясное ночное небо вспоминаются строк М. В. Ломоносова:

Открылась бездна, звезд полна,

Звездами числа нет, бездне - дна.

Звезды — важнейший объект астрономического познания. В звездах сосредоточена основная масса (98—99%) видимого ве­щества в известной нам части Вселенной. Звезды — мощные ис­точники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим су­ществованием энергии излучения Солнца. В недрах звезд проис­ходит химическая эволюция вещества во Вселенной.

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. Звезды не любят одиноче­ства. Они образуют звездные системы: кратные звезды (двойные. тройные и т.д.); звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов); галактики — грандиозные звездные систем в которых содержатся миллиарды и сотни миллиардов звезд.

Современная астрономия разработала совершенные определения основных характеристик звезд — радиуса, светимости, поверхностной температуры (цвета), массы, химического става. Выяснено, что размеры звезд, их строение, химических состав, масса, температура, светимость отличаются значительным разнообразием. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер Солнца в сотни и тысячи раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше (около 10 км). Предельная установленная наблюдениями максимальная масса звезд равна примерно 80 солнечным массам, а минимальная примерно 0,05 солнечной массы.

Весьма различны и расстояния до звезд. Свет далеких звезд-систем идет до нас миллиарды световых лет. Самая близкая к нам звезда — Проксима Центавра, не видимая с территории России. Проксима Центавра — маленькая звезда, ее масса в 7 раз Меньше, чем масса нашего Солнца, а поверхностная температура (3000°) в 2 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 от­доит от Земли на расстоянии всего 4,2 световых лет. Курьерский поезд, идя без остановок со скоростью 100 км/ч, добрался бы до нее через 40 миллионов лет!

Важнейшую информацию о звездах дает изучение их спектров. Спектры иногда называют «паспортами звезд»: по спектру можно выяснить светимость звезды, расстояние до нее, ее температуру, размер, химический состав поверхности, скорость движения в пространстве, скорость вращения вокруг своей оси и др. Спектры звезд разделены на классы в зависимости от цвета звезд (от голубоватого и белого через желтый к красному). Зная спектральный масс звезды, мы сразу же в общих чертах представляем ее физиче­скую природу.

Последовательность спектральных классов обозначается буквами: О (голубоватый), В (белый), А (белый), F (желтоватый), G (желтый), К (оранжевый), М (красный). В пределах каждого класса спектры определяются с точностью до одной десятой класса. Поэтому последовательность звездных спектров между класса G и К обозначается как GO, G1,..., G9, КО и т.д. (наше Солнце имеет спектральный класс G2). Спектр звезд тесно связан с их температурой. Самые горячие звезды (спектральный класс О) имеют поверхностную температуру порядка 40—50 тыс. градусов, а у самых холодных звезд (спектральный класс М) температура составляет около 3000°.

Изучение спектров звезд позволяет определить химический состав их поверхностных слоев. Обычно такие слои содержат водород, гелий и небольшую примесь более тяжелых элементов, хотя существуют и исключения. Так, есть звезды с очень высоким содержанием углерода или тяжелых элементов. Среди них есть элементы, которые в естественном состоянии на Земле не встречаются (например, технеций, изотопы которого живут максимум 200 000 лет и уже давно на Земле превратились в другие элемент, но продолжают образовываться в результате ядерных реакций звездах). Изучение спектров звезд позволяет также получать информацию о магнитных полях, скорости движения звезд, уточнять расстояние до звезд.

Большинство звезд находится в стационарном состоянии, т е их светимость не изменяется. Но встречаются и звезды с изменя­ющейся светимостью; их называют переменными звездами (в на­стоящее время известно и изучено около 30 000 переменных звезд). Они отличаются удивительным разнообразием. Прежде всего, их принято подразделять на два больших класса: затменные переменные и физические переменные.

К затменным переменным (а их в нашей Галактике обнаружено свыше 4000) относятся звезды, переменность которых вызывается чисто геометрическими причинами: если в системе из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, луч зрения земного на­блюдателя образует незначительный угол с плоскостью орбиты, то при каждом обороте будет наблюдаться затмение одной звезды другой. Это приводит к ослаблению суммарного блеска такой двойной системы. Периоды изменения блеска таких переменных звезд бывают различными — от десятков минут до десятков лет. Изучение затменных переменных дает возможность точно опре­делить важнейшие характеристики звезд: их форму, размеры, мас­сы, параметры орбит, светимость, температуру, строение атмо­сфер и др. Астрономы иногда шутят: по кривой блеска затменных переменных свойства звезд можно «читать как по нотам».

Физические переменные — гораздо больший класс переменных звезд. Они изменяют свой блеск в результате изменения физических процессов. Физические переменные в свою очередь подразделяются на три класса — пульсирующие, эруптивные (взрывающиеся) и звезды с неоднородной поверхностной яркостью.

Пульсирующие звезды характеризуются периодическими плавными и непрерывными изменениями блеска, вызванными пульсациями светимости, радиуса и температуры. Эти звезды периодически сжимаются и расширяются, изменяя свою температуру. Периоды изменения имеют достаточно широкие пределы — от нескольких часов до сотен суток. Наиболее типичный пример таких звезд - цефеиды (период пульсаций - десятки суток). Они сыграли большую роль в развитии внегалактической астрономии; с их помощью удалось определить расстояния до галактик, что Тугими методами сделать было невозможно. У некоторых звезд периоды выдерживаются с высокой точностью и могут, служит ос­новой измерения времени, у других периодичность практически отсутствует. Звездная переменность непериодического характера встречается гораздо чаще, чем периодическая. Наиболее ярко она выражена у эруптивных переменных звезд.

Эруптивные переменные звезды характеризуются быстрыми и сильными изменениями блеска, носящими взрывообразный ха­рактер. Вспышечное повышение уровня излучения увеличивает светимость звезд иногда в миллионы и миллиарды раз (новые и сверхновые звезды). При этом если вспышки новых не связаны с кардинальным изменением структуры звезды, то взрыв сверхно­вой носит характер грандиозной катастрофы, разрушающей звез­ду с выделением колоссального количества энергии и рассеянием основной массы ее вещества в пространстве.

И, наконец, третий тип физических переменных связан с яв­лениями неоднородности поверхностной яркости звезды, вызы­ваемыми магнитными полями (магнитные звезды, двойная систе­ма с рентгеновским пульсаром и др.).

Основные характеристики звезд связаны между собой законо­мерностями. Например, существует закономерность во взаимо­связи радиуса звезды, ее светимости и температуры поверхности:

L= 4 п R2jоТ4,

где L - светимость звезды; R - ее радиус; Т— температура поверхности; о - постоянная Стефана - Больцмана. Важную роль играет закономерность (теорема Рессела — Фогта) согласно которой, если бы все звезды имели одинаковый химический состав, то их светимость и радиус были бы однозначными функциями массы звезды. (На самом же деле в ходе эволюции звезд изменяется их химический состав и его распределение внутри звезды.) В XX в. были открыты и более глубокие зависимости, которые послужили эмпирической базой разработки теории эволюции звезд. Одна из них представлена диаграммой Герцшпрунга- Рессела.