Звезды |
Автор Administrator | |
24.04.2008 г. | |
ИЗМЕРЕНИЕ КОЛИЧЕСТВЕННЫХ И КАЧЕСТВЕННЫХ ХАРАКТЕРИСТИК ЗВЕЗД Автор: Поваляев Иван 11 класс «а», школа № 865 Приборы, с помощью которых ведется наблюдение. [pic]
Таблица 1: Число ярче данной звездной величины | | | | |
[pic] Наибольшее количество обнаруженных звезд приходится на 15-17 звездную величину (см. график). Как было подсчитано вблизи нас на одну звезду приходится в среднем объем около 357 кубических световых лет и среднее расстояние между звездами составляет порядка 9,5 световых лет. Оптический телескоп был первым из появившихся приборов для наблюдения за звездами (изобретен примерно в 17 веке Галилеем) существует 3 типа оптических телескопов: рефракторы (линзовые), рефлекторы (зеркальные) и комбинированные зеркально-линзовые системы. В настоящее время глазами в телескоп естественно никто не смотрит, а используют фотопластинки, которые в дальнейшем исследуют с помощью различных приспособлений. 2 Другие приборы. Также в астрономии используются приборы, позволяющие разложить свет на спектр (спектрограф), измерить яркость звезды (фотометры) и измерить тепло, приходящее от звезды (термоэлементы). Создание таких приборов требует большой точности, которая стала возможна только при современном уровне развития науки. Естественно, что в наблюдении с помощью любых приборов очень большое влияние могут оказать помехи, создаваемые Землей: ее атмосферой, магнитным полем, шумами, вызванными человеческой деятельностью. Поэтому обсерватории и станции наблюдения располагают в горах, далеко от больших городов, а с развитием космонавтики выводят на околоземную орбиту, что довольно дорого, но позволяет почти полностью исключить воздействие атмосферы на показания приборов. Спектры звезд, цель и методы их изучения, информация, содержащаяся в спектрах.
Современная наука выделяет 3 вида спектров: сплошной (непрерывный) спектр, линейчатый спектр (спектр излучения или поглощения) и полосатый спектр. Изучая спектры звезд можно выяснить химический состав короны звезды (и, следовательно, ее температуру), а также скорость движения звезды относительно солнечной системы и скорость вращения ее вокруг своей оси. Согласно спектрам звезды делятся на спектральные классы.
|Спектр|Цвет |Темпера|Вещества, линии |Типичные | 2 Химический состав звезд. Химический состав ядра звезды с помощью спектрального анализа определить невозможно; можно только предполагать, исходя из теоретических расчетов.
|Элемент |Звезд|Солнц|Земная |Каменные |
В химическом составе некоторых звезд возможны некоторые отклонения от средней нормы. Так, есть звезды, несколько более богатые неоном или стронцием, в некоторых холодных звездах встречается аномально много изотопа углерода 13.
[pic] расстояния до звезд.
Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако, он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пс. Метод параллакса заключается в измерении с высокой точностью углов ( и ( и на основе их, а также зная смещение Земли за полгода (2 а. Е.) возможно определить расстояние из тригонометрии. 2 По диаграмме Герцшпрунга - Рассела. Если знать светимость звезды и ее видимый блеск, то расстояние до нее находится по формуле lg.(D)=(m-M+7,5)/5, где D - расстояние в световых годах, M - абсолютная звездная величина (видимый блеск звезды, если бы она находилась на расстоянии 10 па), m - видимая звездная величина. Как выяснили ученые, спектры звезд являются хорошими указателями светимости, а следовательно, и расстояния до них. График 2: диаграмма спектр-светимость (Герцшпрунга - Рессела) [pic] Зная расстояния до некоторого числа звезд, вычисленные методом параллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектром тех же звезд, (см. диаграмму спектр-светимость). Из диаграммы видно, что каждому определенному подклассу звезд (например A1) соответствует определенная светимость, таким образом, достаточно точно определить спектральный класс и можно выяснить ее светимость, а следовательно, и расстояние. Иногда определенному классу соответствует другая светимость, но в этом случае и спектр у них несколько другой. Спектры карликов и гигантов различаются интенсивностью определенных линий или их пар, причем это отличие можно выяснить, исследуя близко находящиеся звезды. Это отличие связано с тем, что атмосферы гигантов обширнее и разреженнее.
Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды. Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению движутся в одном и том направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления. Расстояния до галактик приблизительно можно определить по расстоянию до находящихся в этих галактиках цефеид.
Периодические изменения блеска характерны не только для двойных звезд, но и для переменных звезд — так называемых “цефеид”. Первой из обнаруженных цефеид была ( цефея, которая меняла свой блеск с амплитудой Существуют также другие типы переменных звезд, которые не являются цефеидами. Обнаружены, например, переменные звезды, у которых период около 1 года, существуют также вообще неправильные звезды, в периодах которых не удалось выяснить никакой закономерности. В 70-ых годах внимание астрономов привлекли красные карлики, блеск которых неожиданно возрастает в несколько сотен раз в течение нескольких минут, причем эти вспышки происходят не только в оптическом диапазоне. Такие звезды назвали вспыхивающими. Яркости и светимости звезд. Существую две величины, характеризующие звезду с точки зрения светимости: это абсолютная звездная величина (видимый блеск звезды, если бы она находилась на расстоянии 10 пс) и светимость (количество энергии, испускаемое звездой за 1 с), и одна величина, характеризующая звезду с точки зрения того, насколько хорошо мы ее видим: видимая звездная величина. Естественно, что видимая звездная величина зависит не только от светимости, но и от расстояния до звезды.
|Название |видимая |Спектр|Абсолютная|Свети|Рассто|
|Название |Видима|спектр|Абсолют|Светимо|Расст. | Из этих двух таблиц хорошо видно, что видимая звездная величина не зависит ни от расстояния ни от светимости по отдельности, а только от их совокупности. Температура звезд и способы ее нахождения. Способы определения температуры поверхности звезд весьма разнообразны и они проверяют друг друга, температура ядра звезды находится только исходя из сложных теоретических расчетов, и достигает нескольких миллионов градусов. Результаты применения разных способов хорошо сходятся друг с другом (см. Температуры в табл. Звездных спектров). Температуры звезд можно измерять, улавливая получаемое от них тепло (и зная расстояние) с помощью термоэлементов; вычислять их по размеру и светимости звезд; вычислять по спектру, который дает информацию о химическом составе и степени ионизации газов, каждый газ имеет свою температуру ионизации, получаемую экспериментально. Скорости звезд.
Для большинства звезд никакого перемещения заметить не удается, потому что они слишком далеки от нас, а наблюдения, хоть и проводились несколько тысячелетий назад (Египет, Рим, Греция, Китай...), но были недостаточно точны и почти не сохранились до наших дней.
[pic] Для определения скорости звезд в наше время используются фотографии неба, которые очень удобно сравнивать друг с другом. Также наблюдаемая скорость звезд зависит от направления реальной скорости (см. рисунок). Для определения не наблюдаемой скорости используется метод спектрального анализа. Если источник колебаний (в данном случае световых) движется относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются нами, меняется - при сближении укорачивается (смещается к фиолетовому концу спектра), при удалении увеличивается (смещается к красному концу спектра), то же самое относится и к приближающемуся или удаляющему краю звезды. Невооруженным глазом это смещение почти незаметно, однако линии в спектре смещаются по формуле v=c (??/?) ,где v - скорость источника, c - скорость света, ??- изменение частоты, ? - нормальная длина волны (закон Размеры звезд. Очевидно, что методы определения размеров планет к звездам не подходят, в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые мощные телескопы. Но удалось визуально измерить диаметр для небольшого количества звезд. Впервые это было сделано в 1920 году для звезды Однако существуют косвенные методы определения размеров звезд по их светимости. Поскольку звезду можно представить как абсолютно черное тело, то закон излучения ей энергии в разных частях спектра известен. Если знать температуру (п.4) звезды и ее светимость (п.3), то можно вычислить полную энергию, испускаемую звездой. Одновременно для нее, как для абсолютно черного тела можно вычислить полную энергию, испускаемую с единицы поверхности (по закону Стефана - Больцмана E~T4). Таким образом, зная одновременно и удельную и полную энергию можно вычислить площадь поверхности звезду, а из нее, учитывая, что звезда — это шар и ее диаметр. Размеры звезд существенно различаются между собой между собой: существуют карлики (они, как правило, белые и горячие), гиганты (красные и холодные) и обычные звезды, которых большинство.
Белые карлики — предположительно результат эволюции звезд типа Солнца имеют массу примерно равную массе Солнца и не превышающую 1,2 массы
Нормальные звезды составляют большинство звезд нашей галактики, в том числе и Солнце 3 Красные гиганты. Красные гиганты — это предположительно промежуточная ступень эволюции межу нормальными звездами и белыми карликами. Их масса составляет примерно 10-100 масс Солнца (если они результат эволюции, то остается загадкой, откуда они берут недостающую массу), радиус 30-300 радиусов Масса звезд; двойные звезды. Современные методы наблюдения за звездами позволяют точно определить массы только двойных звезд.
[pic] Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные
Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и них была открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут опасно перепутать их с цефеидами) (см. Рисунок) и близкому нахождению друг к другу, хотя иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.н. оптически) двойные звезды), однако это встречается
[pic] довольно редко. Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная по траектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причем по характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как, например, это было в случае с Сириусом. 3 Измерение параметров двойных звезд. Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца + mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 - массы звезд, P - их период обращения, T - один год, A - большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a - расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по отдельности можно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра масс (x1,x2). Тогда x1/ x2= m2/ m1.Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца. Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость...) исследуются так же, как и у обычных.
( Центавра состоит из двух звезд — ( Центавра А и ( Центавра В. ( Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. ( Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большое полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0) - 0,51. Период обращения - 78,8 года, большая полуось - 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c.
Сириус, как и ( Центавра тоже состоит из двух звезд — А и В, однако в отличие от нее обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Солнечная система
Впервые получить довольно точные размеры нашей планеты удалось древнегреческому математику и астроному Эратосфену в I веке до нашей эры Не менее существенный вклад в астрономию внес мусульманский астроном и математик Бируни, живший в X-XI веке н. э.. Несмотря на то, что он пользовался геоцентрической системой, ему удалось довольно точно определить размеры Земли и наклон экватора к эклиптике. Размеры планет им хоть и были определены, но с большой ошибкой; единственный размер, определенный им относительно точно — размер Луны. В XV веке Коперник выдвинул гелиоцентрическую теорию о строении мира. На протяжении почти 2000 лет астрономы считали, что расстояние от Земли до Солнца равно 1200 расстояниям Земли, т.е. допуская ошибку примерно в В конце XVIII - начале XIX века был открыт метод спектрально анализа, с помощью которого было обнаружено присутствие на Солнце нескольких химических элементов, включая неизвестный ранее гелий. Расстояния до других планет солнечной системы в настоящее время определяются с помощью III закона Кеплера: (Tа/Tb)2=(Ra/Rb)3 ,где Та и Tb — периоды обращения планет, а Ra и Rb — радиусы их орбит. Периоды обращения планет могут быть измерены непосредственно (для Земли — 365,26 суток, для Венеры — 224,70 суток...). Таким образом, зная радиус орбиты Благодаря научно-технической революции в наше время стало возможным исследование различных космических объектов, включая звезды с огромной точностью, что позволило выяснить строение не только солнечной системы, но и всей галактики, а также других галактик.
Солнце ближе к нам, чем другие звезды, поэтому его можно изучить особенно подробно, и сравнивать характеристики других звезд уже с характеристиками Солнца для большей наглядности. Еще Галилей в 17 веке проводил наблюдения за Солнцем, обнаружив на нем пятна, и по их вращению сделал вывод о вращении Солнца вокруг своей оси. Например, полное излучение Солнца составляет ~3.79*1026 Ватт, диаметр Солнца ~1,4*109 м., что ~в 109 раз больше диаметра Земли, масса Солнца ~2*1030 кг., температура фотосферы ~6000K, расстояние до Солнца ~1,49*1011 м. (что принято за единицу измерения расстояний в Солнечной системе- 1 астрономическую единицу). Наиболее удобно изучать химический состав короны Солнца во время солнечных затмений, при которых она видна наиболее отчетливо, однако затмение явление достаточно редкое и в 1930 г Лио изобрел коронограф- прибор, позволяющий наблюдать корону и протуберанцы в любое время. В процессе исследования спектра Солнца были открыты три новых элемента - гелий, короний и небулий. Два последних в последствии оказались сильно ионизированными атомами кислорода и железа.
|Элемент |содержание в короне по объему |по числу атомов |
Для точного определения истинных скоростей звезд естественно необходимо внести коррективу на скорость самой солнечной системы. Предположив, что движение звезд беспорядочно, на небе берется участок с большим числом звезд и измеряется средняя скорость движения в них. Таким образом, хаотичные движения взаимно исключаются и остается только то движение, которое является для них общим. Также с помощью спектрального анализа можно установить, в каком участке неба звезды в среднем с наибольшей скоростью от нас удаляются, а в каком — приближаются. Из анализа полученных данных можно выяснить скорость и направление движения солнечной системы. Как было выяснено солнечная система движется со скоростью ~20 км/c по направлению к границе созвездий Лиры и Геркулеса. Таблица 1: Число ярче данной звездной величины 1
1. Приборы, с помощью которых ведется наблюдение. 1 1.1. Оптические телескопы. 1 2. Спектры звезд, цель и методы их изучения, информация, содержащаяся в спектрах. 3 2.1. Типы спектров. 3 3. расстояния до звезд. 4 3.1. Метод паралласкса. 4 4. Яркости и светимости звезд. 6
6.1. Измерение скорости. 8 7. Размеры звезд. 9 7.1. Белые карлики. 10 8. Масса звезд; двойные звезды. 10 8.1. Физическая природа двойных звезд. 11 8.4.1. ( Центавра. 12 8.4.2. Сириус. 12 9. Солнечная система 13 9.1. Земля и планеты. Античные и современные исследования. 13 10. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ: 16 СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ: 1) Б. А. Воронцов - Вельяминов “Очерки о вселенной” 2) А. А. Гуринштейн “Извечные тайны вселенной” |
« Пред. | След. » |
---|