Stjärnor lyser eller reflekterar ljus. Varför lyser stjärnorna
Skicka ditt bra arbete i kunskapsbasen är enkelt. Använd formuläret nedan
Studenter, doktorander, unga forskare som använder kunskapsbasen i sina studier och arbete kommer att vara dig mycket tacksam.
Publicerat den http://allbest.ru
Varför lyser stjärnorna
INTRODUKTION
astronomi stjärnuniversum
I början av detta sekel hade gränserna för det utforskade universum expanderat så mycket att de inkluderade galaxen. Många, om inte alla, trodde då att detta enorma stjärnsystem var hela universumet som helhet.
Men på 1920-talet byggdes nya stora teleskop och helt oväntade horisonter öppnades för astronomer. Det visade sig att världen inte slutar utanför Galaxy. Miljarder stjärnsystem, galaxer som liknar oss och skiljer sig från det, är spridda här och där över universumets enorma omfattning.
Fotografier av galaxer tagna med hjälp av de största teleskopen är slående i sin skönhet och olika former: dessa är båda mäktiga virvlar av stjärnmoln och vanliga bollar, medan andra stjärnsystem inte upptäcker några bestämda former alls, de är klumpiga och formlösa. Alla dessa typer av galaxer är spiralformade, elliptiska, oregelbundna, - uppkallade efter deras framträdande på fotografierna, upptäcktes av den amerikanska astronomen E. Hubble på 2030-talet av vårt århundrade.
Om vi \u200b\u200bkunde se vår galax på långt håll, så skulle den framträda inte alls på samma sätt som i den schematiska ritningen. Vi skulle inte se en skiva eller en gloria eller, naturligtvis, en krona. Endast de ljusaste stjärnorna skulle vara synliga från stora avstånd. Och alla, som det visade sig, samlas i breda ränder som sträcker sig ut från centrala regionen i galaxen. De ljusaste stjärnorna bildar sitt spiralmönster. Endast detta mönster kan urskiljas långt ifrån. Vår galax på en bild som tagits av en astronom från någon stjärnvärld skulle likna Andromedanebulosan.
Forskning under de senaste åren har visat att många stora spiralgalaxer, som vår egen galax, har utsträckt och massiv osynlig korona. Detta är väldigt viktigt: i så fall betyder det att i allmänhet nästan hela universumets massa (eller i alla fall den överväldigande delen av den) är en mystisk, osynlig men graviterande dold massa.
Många och kanske nästan alla galaxer samlas i olika kollektiv, som kallas grupper, kluster och superkluster, beroende på hur många det finns. En grupp kan bara innehålla tre eller fyra galaxer och en superklyfta upp till tusen eller till och med flera tiotusentals. Vår galax, Andromedanebulosan och mer än tusen av samma objekt ingår i den så kallade Local Supercluster. Den har inte en väldefinierad form.
Himmelskroppar är i konstant rörelse och förändring. När och hur exakt de inträffade, försöker vetenskapen ta reda på det genom att studera himmelkroppar och deras system. Grenen av astronomi som hanterar problemen med himmelkropparnas ursprung och utveckling kallas kosmogoni.
Moderna vetenskapliga kosmogoniska hypoteser är resultatet av fysiska, matematiska och filosofiska generaliseringar av många observationsdata. I de kosmogoniska hypoteserna som är inneboende i denna tid återspeglas den allmänna utvecklingsnivån för naturvetenskap till stor del. Vidareutveckling av vetenskapen, som nödvändigtvis inkluderar astronomiska observationer, bekräftar eller motbevisar dessa hypoteser.
Denna uppsats behandlar följande frågor:
· Universums struktur presenteras, egenskaperna hos dess huvudelement ges;
· Visar de viktigaste metoderna för att få information om rymdobjekt;
Konceptet med en stjärna, dess egenskaper och utveckling bestäms
De viktigaste energikällorna från stjärnorna presenteras
En beskrivning av den närmaste stjärnan till vår planet - Solen ges
1.HISTORISK UTVECKLING AV UNIVERSELLA BEGREPP
Till och med i början av civilisationen, när det nyfikna mänskliga sinnet vände sig till transcendentala höjder, tänkte stora filosofer att deras idé om universum var något oändligt.
Den antika grekiska filosofen Anaximander (VI-talet f.Kr.) introducerade idén om en viss enhetlig oändlighet, som inte hade några vanliga observationer och kvaliteter. Först betraktades elementen som halvmaterialiska, halvgudliga, andliga ämnen. Så han sa att början och elementet i existensen är det oändliga, först ger namnet till början. Dessutom talade han om existensen av evig rörelse, där himmelens uppkomst inträffar. Jorden svävar i luften, utan stöd av någonting, men förblir på plats på grund av lika avstånd från var som helst. Dess form är krökt, rundad, liknar ett segment av en stenkolonn. Vi går längs ett av dess plan, medan det andra ligger på motsatt sida. Stjärnorna representerar dock en eldig cirkel, åtskild från världens eld och omgiven av luft. Men i lufthöljet finns ventiler, någon form av rörformade, det vill säga smala och långa hål, nedåt från vilka stjärnorna är synliga. Som ett resultat, när dessa ventiler blockeras, uppstår en förmörkelse. Månen, å andra sidan, verkar vara full, ibland skadad, beroende på hålens stängning och öppning. Solcirkeln är 27 gånger större än jordens och 19 gånger större än månen, och solen är över allt, följt av månen och under alla cirklar av fasta stjärnor och planeter. Jordens sfäriska form argumenterades av en annan Pythagoras Parmenides (VI-V århundraden f.Kr.) AD). Heraclides of Pontus (V-IV-talet f.Kr.) bekräftade också sin rotation runt sin axel och förde grekerna egyptiernas ännu mer antika idé att solen själv kan tjäna som rotationscentrum för vissa planeter (Venus, Mercury).
Den franska filosofen och forskaren, fysikern, matematikern, fysiologen Rene Descartes (1596-1650) skapade teorin om universums evolutionära virvelmodell baserat på heliocentralism. I sin modell ansåg han himmelskroppar och deras system i sin utveckling. För XVII-talet. hans idé var utomordentligt vågad.
Enligt Descartes bildades alla himmelkroppar som ett resultat av virvelrörelser som ägde rum i det homogena i början, världens materia. Helt identiska materialpartiklar, i kontinuerlig rörelse och interaktion, ändrade form och storlek, vilket ledde till den rika variationen av natur vi observerar.
Den stora tyska forskaren, filosofen Immanuel Kant (1724-1804) skapade det första universella konceptet för det utvecklande universum, berikade bilden av dess jämna struktur och representerade universum som oändligt i en speciell mening.
Han underbyggde möjligheterna och betydande sannolikheten för framväxten av ett sådant universum enbart under påverkan av mekaniska krafter för attraktion och avstötning och försökte ta reda på det fortsatta ödet för detta universum på alla dess storskaliga nivåer - från planetsystemet till nebulosan.
Einstein gjorde en radikal vetenskaplig revolution genom att introducera sin relativitetsteori. Einsteins speciella eller speciella relativitetsteori var resultatet av en generalisering av den galiliska mekaniken och Maxwell Lorentzs elektrodynamik.
Den beskriver lagarna i alla fysiska processer vid hastigheter nära ljusets hastighet. För första gången avslöjades en fundamentalt ny kosmogologisk konsekvens av den allmänna relativitetsteorin av den enastående sovjetiska matematikern och fysikern - teoretikern Alexander Fridman (1888-1925). Talade 1922-24. han kritiserade Einsteins slutsatser att universum är ändligt och har formen av en fyrdimensionell cylinder. Einstein gjorde sin slutsats baserat på antagandet om universums stationaritet, men Friedman visade grundlösheten i sitt ursprungliga postulat.
Friedman gav två modeller av universum. Snart hittade dessa modeller överraskande noggrann bekräftelse i direkta observationer av rörelserna i avlägsna galaxer i effekten av "rödförskjutning" i deras spektra. 1929 upptäckte Hubble en anmärkningsvärd regelbundenhet, som kallades "Hubbles lag" eller "lag om rödförskjutning": galaxernas linjer flyttades till den röda änden och förskjutningen är större ju längre bort galaxen är.
2.MEDEL AV OBSERVATIONSSTRONOMI
Teleskop
Det viktigaste astronomiska instrumentet är teleskopet. Ett teleskop med en konkav spegellins kallas reflektor och ett teleskop med en lins gjord av linser kallas refraktor.
Syftet med teleskopet är att samla in mer ljus från himmelskällor och att öka synvinkeln från vilken ett himmelskt föremål är synligt.
Mängden ljus som kommer in i teleskopet från det observerade objektet är proportionell mot linsens yta. Ju större teleskopmålet är, desto svagare lysande föremål kan ses genom det.
Bildens skala som ges av teleskoplinsen är proportionell mot linsens brännvidd, det vill säga avståndet från linsen som samlar ljus till planet där bilden av ljuset erhålls. En bild av ett himmelskt objekt kan fotograferas eller ses genom ett okular.
Teleskopet ökar de uppenbara vinkeldimensionerna för solen, månen, planeterna och deras detaljer, liksom vinkelavstånden mellan stjärnorna, men stjärnor, även i ett mycket starkt teleskop, på grund av deras stora avstånd, syns bara som ljuspunkter.
I refraktorn bryts strålarna, som passerar genom linsen, och bildar en bild av objektet i fokalplanet . I reflektorn reflekteras strålarna från den konkava spegeln och samlas också upp i fokalplanet. När man gör en teleskoplins strävar de efter att minimera alla snedvridningar som en bild av föremål oundvikligen har. En enkel lins förvränger och färgar kanterna på bilden allvarligt. För att minska dessa nackdelar är linsen tillverkad av flera linser med olika krökningar av ytor och av olika typer av glas. Ytorna på den konkava glasspegeln är inte sfäriska, utan något annorlunda (paraboliska) för att minska förvrängningen.
Sovjetisk optiker D.D. Maksutov utvecklade ett teleskopsystem som kallas menisk. Den kombinerar fördelarna med en refraktor och en reflektor. En av skolteleskopmodellerna bygger på detta system. Det finns också andra teleskopiska system.
I ett teleskop erhålls en inverterad bild, men detta spelar ingen roll när man observerar rymdföremål.
Vid observationer genom ett teleskop används förstoringar mer än 500 gånger sällan. Anledningen till detta är luftströmmarna, som orsakar bildförvrängningar, som är mer märkbara ju högre teleskopförstoring.
Den största refraktorn har en lins med en diameter på cirka 1 m. Världens största reflektor med en konkav spegeldiameter på 6 m tillverkades i Sovjetunionen och installerades i Kaukasusbergen. Det låter dig fotografera stjärnor 107 gånger svagare än de som är synliga för blotta ögat.
Spektralcertifikat
Fram till mitten av XX-talet. Vi var skyldiga vår kunskap om universum nästan uteslutande till mystiska ljusstrålar. En ljusvåg, som alla andra vågor, kännetecknas av en frekvens x och en våglängd n. Det finns ett enkelt samband mellan dessa fysiska parametrar:
där c är ljusets hastighet i vakuum (tomhet). Och fotonenergin är proportionell mot strålningsfrekvensen.
I naturen sprids ljusvågor bäst i universums vidsträckta gränser, eftersom det finns minst störningar i deras väg. Och mannen, beväpnad med optiska instrument, lärde sig att läsa mystiska ljusbokstäver. Med hjälp av ett speciellt instrument - ett spektroskop anpassat till ett teleskop började astronomer bestämma temperaturen, ljusstyrkan och storleken på stjärnorna; deras hastighet, kemiska sammansättning och till och med processer som förekommer i djupet hos avlägsna stjärnor.
Isaac Newton konstaterade att vitt solljus består av en blandning av strålar i alla regnbågens färger. Vid övergång från luft till glas bryts färgstrålarna i olika grad. Därför, om ett triangulärt prisma placeras i vägen för en smal solstråle, så visas en regnbågsremsa på skärmen efter att strålen lämnar prismen, vilket kallas ett spektrum.
Spektrumet innehåller den viktigaste informationen om en himmelsk kropp som avger ljus. Det kan sägas utan någon överdrift att astrofysik främst tackar spektralanalys för sin anmärkningsvärda framgång. Spektralanalys är nu den viktigaste metoden för att studera himmelkropparnas fysiska natur.
Varje gas, varje kemiskt element ger sin egen, bara en som är inneboende i spektrumet. De kan ha samma färg men de skiljer sig nödvändigtvis från varandra genom att de ligger i spektralremsan. Kort sagt, ett kemiskt grundämnes spektrum är ett slags "pass". Och en erfaren spektroskopist behöver bara titta på en uppsättning färgade linjer för att avgöra vilket ämne som avger ljus. Därför, för att bestämma den kemiska sammansättningen av en lysande kropp, finns det inget behov av att plocka upp den och utsätta den för direkt laboratorieundersökning. Avstånd här, även kosmiska, är inte heller ett hinder. Det är bara viktigt att den undersökta kroppen är i glödhet - den lyser starkt och ger ett spektrum. När man undersöker solens spektrum eller en annan stjärna hanterar astronomen mörka linjer, de så kallade absorptionslinjerna. Absorptionsledningarna sammanfaller exakt med utsläppsledningarna för denna gas. Det är tack vare detta att den kemiska sammansättningen av solen och stjärnorna kan studeras från absorptionsspektra. Genom att mäta den energi som emitteras eller absorberas i enskilda spektrallinjer är det möjligt att utföra en kvantitativ kemisk analys av himmellegemer, det vill säga att ta reda på procentandelen av olika kemiska element. Så det konstaterades att väte och helium dominerar i atmosfären hos stjärnor.
En mycket viktig egenskap hos en stjärna är dess temperatur. Som en första uppskattning kan en himmelsk kropps temperatur bedömas utifrån dess färg. Spektroskopi gör det möjligt att bestämma yttemperaturen för stjärnor med mycket hög noggrannhet.
Temperaturen på ytlagret hos de flesta stjärnor ligger i intervallet 3000 till 25000 K.
Möjligheterna till spektralanalys är nästan oändliga! Han visade övertygande att den kemiska sammansättningen av jorden, solen och stjärnorna är densamma. Det är sant att på enskilda himmellegemer kan vissa kemiska element vara mer eller mindre, men ingenstans hittades någon speciell "jordlig substans". Likheten i himmelkroppens kemiska sammansättning är en viktig bekräftelse på universums materiella enhet.
Astrofysik - en stor avdelning för modern astronomi - behandlar studien av himmellegemer och det interstellära mediet fysikaliska egenskaper och kemiska sammansättning. Hon utvecklar teorier om himmelkropparnas struktur och de processer som förekommer i dem. En av de viktigaste uppgifterna för astrofysik idag är att klargöra den inre strukturen för solen och stjärnorna och deras energikällor, för att etablera processen för deras uppkomst och utveckling. Och vi är skyldiga all den rikaste informationen som kommer till oss från universums djup till budbärare från avlägsna världar - ljusstrålarna.
Alla som har observerat stjärnhimlen vet att konstellationerna inte ändrar form. Ursa Major och Ursa Minor liknar en hink, stjärnbilden Cygnus ser ut som ett kors, och zodiakonstellationen Leo liknar en trapets. Men intrycket att stjärnorna är orörliga bedrar. Den skapas bara för att himlens ljus är väldigt långt ifrån oss, och inte ens efter många hundra år kan det mänskliga ögat inte märka deras rörelse. För närvarande mäter astronomer den korrekta rörelsen för stjärnor från fotografier av stjärnhimlen tagna med intervaller på 20, 30 eller fler år.
Den korrekta rörelsen för stjärnor är den vinkel under vilken en stjärna rör sig över himlen på ett år. Om avståndet till denna stjärna också mäts är det möjligt att beräkna sin egen hastighet, det vill säga den del av himmelkroppens hastighet, som är vinkelrät mot synlinjen, nämligen riktningen "observatör-stjärna". Men för att få en stjärnas fulla hastighet i rymden är det också nödvändigt att känna till hastigheten riktad längs synlinjen - mot eller bort från observatören.
Fig. 1 Bestämning av en stjärnas rumshastighet på ett känt avstånd till den
En stjärnas radiella hastighet kan bestämmas av placeringen av absorptionslinjer i dess spektrum. Som ni vet förskjuts alla linjer i spektrumet för en rörlig ljuskälla i proportion till hastigheten på dess rörelse. Vid en stjärna som flyger mot oss förkortas ljusvågorna och spektrallinjerna förskjuts mot den violetta änden av spektrumet. För en stjärna som rör sig bort från oss förlängs ljusvågorna och linjerna skiftar mot den röda änden av spektrumet. På detta sätt hittar astronomer hastigheten på en stjärna längs siktlinjen. Och när båda hastigheterna (korrekta och radiella) är kända är det inte svårt att beräkna den totala rumshastigheten för en stjärna i förhållande till solen med hjälp av Pythagoras sats.
Det visade sig att stjärnornas hastigheter är olika och som regel uppgår till flera tiotals kilometer per sekund.
Efter att ha studerat stjärnornas rätta rörelser kunde astronomer föreställa sig stjärnhimlen (konstellationer) i det avlägsna förflutna och i en avlägsen framtid. Den berömda "hinken" från Big Dipper på 100 tusen år kommer till exempel att förvandlas till ett "järn med ett trasigt handtag."
Radiovågor och radioteleskop
Fram till nyligen studerades himmellegemerna nästan uteslutande i spektrumets synliga strålar. Men i naturen finns det fortfarande osynlig elektromagnetisk strålning. De uppfattas inte ens med de mest kraftfulla optiska teleskopen, även om deras räckvidd är många gånger bredare än det synliga området i spektrumet. Så bakom den violetta änden av spektrumet finns osynliga ultravioletta strålar, som aktivt påverkar den fotografiska plattan - vilket gör att den blir mörkare. Bakom dem finns röntgenstrålar och slutligen gammastrålar med den kortaste våglängden.
För att fånga radioutsläpp som kommer till oss från rymden används speciella radiofysiska apparater - radioteleskop. Principen för drift av ett radioteleskop är densamma som för ett optiskt: det samlar elektromagnetisk energi. Endast istället för linser eller speglar använder radioteleskop antenner. Mycket ofta är antennen på ett radioteleskop byggd i form av en enorm parabolskål, ibland solid och ibland gitter. Den reflekterande metallytan koncentrerar det observerade objektets radioemission på en liten mottagande matningsantenn, som placeras i fokus för paraboloid. Som ett resultat genereras svaga växelströmmar i matningen. Genom vågledare överförs elektriska strömmar till en mycket känslig radiomottagare inställd på radioteleskopets arbetsvåglängd. Här förstärks de, och genom att ansluta en högtalare till mottagaren kan man lyssna på "stjärnornas röster". Men stjärnornas röster saknar musikalitet. Dessa är inte alls "kosmiska melodier" som charmar örat, utan ett sprakande väsande eller en skingrande visselpipa ... Därför är vanligtvis en speciell inspelare ansluten till radioteleskopmottagaren. Och nu spårar inspelaren intensitetskurvan för ingångsradiosignalen med en viss våglängd på det rörliga bandet. Följaktligen ”hör” radioastronomer inte stjärnornas rusling utan ”ser” det på klotterpapper.
Som du vet, i ett optiskt teleskop, observerar vi omedelbart allt som faller inom dess synfält.
Situationen med radioteleskopet är mer komplicerad. Det finns bara ett mottagande element (bestrålare), så bilden byggs rad för rad - genom att sekventiellt passera radiokällan genom antennstrålen, det vill säga på samma sätt som på en TV-skärm.
Vinlag
Vinlag - beroendet som bestämmer våglängden när energi släpps ut av en helt svart kropp. Det utvecklades av den tyska fysikern och nobelpristagaren Wilhelm Wien 1893.
Wiens lag: Våglängden vid vilken en svart kropp avger mest energi är omvänt proportionell mot kroppens temperatur.
En helt svart kropp är en yta som helt absorberar strålning som faller på den. Begreppet svart kropp är rent teoretiskt: föremål med en sådan idealisk yta som helt absorberar alla vågor existerar inte.
3. MODERNA KONCEPTER AV STRUKTUREN, GRUNDLÄGGEN I DET SYNLIGA UNIVERSETET OCH DERAS SYSTEMATISERING
Om vi \u200b\u200bbeskriver universums struktur så som den ser ut för forskare nu, får vi följande hierarkiska stege. Det finns planeter, himmellegemer som kretsar kring en stjärna eller dess rester, tillräckligt massiva för att bli rundade under påverkan av sin egen tyngdkraft, men inte tillräckligt massiva för att starta en termonukleär reaktion, som är "bundna" till en viss stjärna, det vill säga finns i dess zon gravitationsåtgärd. Så jorden och flera andra planeter med deras satelliter befinner sig i zonen för gravitationell påverkan av en stjärna som kallas solen, rör sig i sina egna banor runt den och bildar därmed solsystemet. Sådana stjärnsystem, som finns i stort antal i närheten, bildar en galax - ett komplext system med sitt centrum. Förresten, det finns fortfarande inget samförstånd om galaxernas centrum vad de är - det föreslås att det finns svarta hål i centrum av galaxer.
Galaxer bildar i sin tur en slags kedja som skapar ett slags rutnät. Cellerna i detta rutnät är skapade av kedjor av galaxer och centrala "tomrum", som antingen helt saknar galaxer eller har ett mycket litet antal av dem. Huvuddelen av universum är upptagen av ett vakuum, vilket emellertid inte betyder den absoluta tomheten i detta utrymme: enskilda atomer finns också i vakuumet, det finns fotoner (relikstrålning), och partiklar och antipartiklar uppträder som ett resultat av kvantfenomen. Den synliga delen av universum, det vill säga den del av det som är tillgänglig för studien av mänskligheten, är inneboende i homogenitet och beständighet i den meningen att samma lagar fungerar i denna del, som man allmänt tror. Huruvida situationen är densamma i andra delar av universum är omöjlig att avgöra.
Förutom planeter och stjärnor är himmellegemer som kometer, asteroider och meteoriter element i universum.
En komet är en liten himmelkropp som kretsar kring solen i en konisk sektion med en mycket förlängd bana. När den närmar sig solen bildar kometen en koma och ibland en svans av gas och damm.
Konventionellt kan en komet delas in i tre delar - en kärna, en koma, en svans. Allt i kometer är helt kallt, och deras glöd är bara reflektion av solljus av damm och glöd från ultraviolett joniserad gas.
Kärnan är den tyngsta delen av denna himmelkropp. Den innehåller huvuddelen av kometen. Sammansättningen av kometkärnan är svår att exakt studera, eftersom den på ett avstånd som är tillgänglig för ett teleskop ständigt omges av en gasmantel. I detta avseende togs teorin för den amerikanska astronomen Whipple som grund för teorin om kometens kärns sammansättning.
Enligt hans teori är en komets kärna en blandning av frysta gaser blandade med olika damm. Därför, när en komet närmar sig solen och värms upp, börjar gaserna "smälta" och bilda en svans.
Kometens svans är den mest uttrycksfulla delen. Den bildas av en komet när den närmar sig solen. Svansen är en lysremsa som sträcker sig från kärnan i motsatt riktning mot solen, "blåst bort" av solvinden.
Koma är ett ljust, dimmigt skal av en skålformad form som omger kärnan, bestående av gaser och damm. Sträcker sig vanligtvis från 100 tusen till 1,4 miljoner kilometer från kärnan. Lätt tryck kan deformera koma genom att dra ut den i solriktning. Koman tillsammans med kärnan utgör kometens huvud.
Asteroider är himlakroppar som i grunden är oregelbundna bergliknande former, som sträcker sig i storlek från flera meter till tusentals kilometer. Asteroider, som meteoriter, består av metaller (främst järn och nickel) och steniga bergarter. På latin betyder ordet asteroid "som en stjärna." Asteroider fick detta namn för att de liknade stjärnor när de observerade dem med inte särskilt kraftfulla teleskop.
Asteroider kan kollidera med varandra, med satelliter och med stora planeter. Som ett resultat av kollisionen med asteroider bildas mindre himmellegemer - meteoriter -. När kolliderar med en planet eller satellit lämnar asteroider spår i form av enorma flera kilometer kratrar.
Ytan på alla asteroider är utan undantag mycket kall, eftersom de själva är som stora stenar och inte bildar värme, men ligger på ett avsevärt avstånd från solen. Även om asteroiden värms upp av solen, avger den värmen ganska snabbt.
Astronomer har två av de mest populära hypoteserna om asteroidernas ursprung. Enligt en av dem är de fragment av en gång existerande planeter som kollapsade till följd av en kollision eller explosion. Enligt en annan version bildades asteroider från resterna av materia från vilka solsystemets planeter bildades.
Meteoriter - små fragment av himmellegemer, som huvudsakligen består av sten och järn, som faller till jordens yta från det interplanetära rummet. För astronomer är meteoriter en riktig skatt: det är sällan möjligt att grundligt undersöka ett utrymme under laboratorieförhållanden. De flesta experter anser att meteoriter är fragment av asteroider som bildas när rymdkroppar kolliderar.
4. STJÄRNORSTEORI
En stjärna är en massiv boll av gas som avger ljus och hålls av krafterna av sin egen tyngdkraft och inre tryck, i vars djup termonukleära fusionsreaktioner uppstår (eller har inträffat tidigare).
De viktigaste egenskaperna hos stjärnorna:
Ljusstyrka
Ljusstyrkan bestäms om den uppenbara storleken och avståndet till stjärnan är kända. Om astronomi har ganska tillförlitliga metoder för att bestämma den skenbara storleken, är avståndet till stjärnorna inte så lätt att bestämma. För relativt nära stjärnor bestäms avståndet med den trigonometriska metoden som är känd sedan början av förra seklet, som består i att mäta försumbara vinkelförskjutningar av stjärnor när de observeras från olika punkter på jordens omlopp, det vill säga vid olika tidpunkter på året. Denna metod är ganska exakt och pålitlig. Men för de flesta andra mer avlägsna stjärnor är det inte längre lämpligt: \u200b\u200bför små förskjutningar av stjärnornas position måste mätas - mindre än en hundradels sekund av en båge. Andra metoder kommer till undsättning, mycket mindre exakta, men ändå ganska tillförlitliga. I ett antal fall kan den absoluta storleken av stjärnor bestämmas direkt, utan att mäta avståndet till dem, från några observerade egenskaper hos deras strålning.
Stjärnor skiljer sig mycket åt i ljusstyrka. Det finns vita och blå superstora stjärnor (det finns dock relativt få av dem) vars ljusstyrka överstiger solens med tiotals och till och med hundratusentals gånger. Men de flesta stjärnor är "dvärgar", vars ljusstyrka är mycket mindre än solen, ofta tusentals gånger. Kännetecknet för ljusstyrka är den så kallade "absoluta magnituden" hos stjärnan. Den uppenbara storleken beror å ena sidan på dess ljusstyrka och färg och å andra sidan på avståndet till den. Stjärnor med hög ljusstyrka har negativa absoluta värden, till exempel -4, -6. Stjärnor med låg ljusstyrka kännetecknas av stora positiva värden, till exempel +8, +10.
Den kemiska sammansättningen av stjärnor
Den kemiska sammansättningen av de yttre skikten av stjärnan, varifrån deras strålning "direkt" kommer till oss, kännetecknas av väteens fullständiga övervägande. Helium ligger på andra plats, medan överflödet av andra element är relativt litet. För cirka 10000 väteatomer finns tusen heliumatomer, cirka tio syreatomer, något mindre kol och kväve och endast en järnatom. Överflödet av andra element är absolut försumbar.
Man kan säga att de yttre skikten av stjärnor är jätte väte-heliumplasmer med en liten blandning av tyngre element.
Även om den kemiska sammansättningen av stjärnor är densamma i en första approximation, finns det stjärnor som visar vissa egenskaper i detta avseende. Det finns till exempel en stjärna med ett onormalt högt kolinnehåll, eller det finns föremål med ett onormalt högt innehåll av sällsynt jord. Om i överväldigande majoritet av stjärnorna överflödet av litium är absolut försumbar (ungefär 10 11 väte), då finns det ibland "unika" sådana där detta sällsynta element är ganska rikligt.
Spektra av stjärnor
Exceptionellt rik information tillhandahålls genom studien av stjärnorna. Den så kallade Harvard-spektralklassificeringen har nu antagits. Den har tio klasser, betecknade med latinska bokstäver: O, B, A, F, G, K, M. Det befintliga klassificeringssystemet för stjärnspektra är så exakt att det kan bestämma spektrumet med en noggrannhet på en tiondel av en klass. Till exempel betecknas en del av sekvensen av stjärnspektra mellan klass B och A som B0, B1 ... B9, A0 och så vidare. Spektrumet av stjärnor i den första approximationen liknar spektrumet för en utstrålande "svart" kropp med en viss temperatur T. Dessa temperaturer varierar smidigt från 40-50 tusen kelvin för stjärnor av spektralklass O till 3000 kelvin för stjärnor av spektralklass M. I enlighet med detta är huvuddelen av stjärnstrålningen spektralklasserna O och B faller på den ultravioletta delen av spektrumet, oåtkomliga för observation från jordytan.
Ett karakteristiskt inslag i stjärnspektra är också närvaron av ett stort antal absorptionslinjer som tillhör olika element. En fin analys av dessa linjer gjorde det möjligt att få särskilt värdefull information om de yttre skikten av stjärnor. Skillnaderna i spektra förklaras främst av skillnaden i temperaturen i stjärnans yttre lager. Av denna anledning skiljer sig tillståndet för jonisering och excitation av olika element i de yttre lagren av stjärnor kraftigt, vilket leder till starka skillnader i spektra.
Temperatur
Temperatur bestämmer färgen på en stjärna och dess spektrum. Så, till exempel, om yttemperaturen på stjärnlagren är 3-4 tusen. K., då är färgen rödaktig, 6-7 tusen K. - gulaktig. Mycket heta stjärnor med temperaturer över 10-12 tusen K. är vita eller blåaktiga. I astronomi finns det ganska objektiva metoder för att mäta stjärnornas färg. Det senare bestäms av det så kallade "färgindex", lika med skillnaden mellan fotografiska och visuella värden. Varje färgindexvärde motsvarar en viss typ av spektrum.
I svala röda stjärnor kännetecknas spektra av absorptionslinjer av neutrala metallatomer och band av några av de enklaste föreningarna (till exempel CN, SP, H20, etc.). När yttemperaturen ökar försvinner molekylband i stjärnorna, och många linjer med neutrala atomer, liksom linjer av neutralt helium, blir svagare. Spektrumet i sig förändras radikalt. Till exempel uppvisar heta stjärnor med ytskiktstemperaturer över 20 000 K huvudsakligen linjer av neutralt och joniserat helium, och det kontinuerliga spektrumet är mycket intensivt i det ultravioletta området. I stjärnor med en ytskiktstemperatur på cirka 10 tusen K. är vätelinjerna mest intensiva, medan i stjärnor med en temperatur på cirka 6 000 K. är linjerna av joniserat kalcium belägna vid gränsen till de synliga och ultravioletta delarna av spektrumet.
Massa av stjärnor
Astronomi hade inte och har för närvarande ingen metod för direkt och oberoende bestämning av massan (det vill säga inte en del av flera system) av en isolerad stjärna. Och detta är en mycket allvarlig brist i vår vetenskap om universum. Om det fanns en sådan metod skulle vår kunskap gå mycket snabbare. Massorna av stjärnorna varierar inom relativt smala gränser. Det finns väldigt få stjärnor vars massor är tio gånger större eller mindre än solmassan. I en sådan situation accepterar astronomer tyst att stjärnor med samma ljusstyrka och färg har samma massor. De definieras endast för binära system. Påståendet att en enda stjärna med samma ljusstyrka och färg har samma massa som sin binära syster bör alltid tas med viss försiktighet.
Man tror att föremål med massor mindre än 0,02 M inte längre är stjärnor. De saknar interna energikällor och deras ljusstyrka är nära noll. Vanligtvis kallas dessa objekt för planeter. De största direkt uppmätta massorna överstiger inte 60 M.
STJÄRNANDE KLASSIFICERING
Stjärnklassificeringar började byggas omedelbart efter att de började ta emot sina spektra. I början av 1900-talet plottade Herzschsprung och Russell olika stjärnor på diagrammet, och det visade sig att de flesta av dem var grupperade längs en smal kurva. Hertzsprung-diagram- visar förhållandet mellan absolut magnitud, ljusstyrka, spektraltyp och yttemperatur hos en stjärna. Stjärnorna i detta diagram är inte placerade slumpmässigt utan utgör väldefinierade områden.
Diagrammet gör det möjligt att hitta det absoluta värdet efter spektralklass. Speciellt för spektraltyper O - F. För de senare klasserna kompliceras detta av behovet av att välja mellan en jätte och en dvärg. Vissa skillnader i intensiteten hos vissa linjer gör det dock möjligt att göra detta val med tillförsikt.
Cirka 90% av stjärnorna är i huvudsekvensen. Deras ljusstyrka beror på termonukleära reaktioner som omvandlar väte till helium. Flera grenar av utvecklade jättestjärnor utmärks också, där helium och tyngre element brinner. Längst ner till vänster i diagrammet finns fullt utvecklade vita dvärgar.
TYPER AV STJÄRNOR
Jättar - en typ av stjärnor med en mycket större radie och hög ljusstyrka än huvudsekvensstjärnor med samma yttemperatur. Vanligtvis har jättestjärnor radier från 10 till 100 solstrålar och ljusstyrkor från 10 till 1000 solstrålar. Stjärnor med en ljusstyrka som är större än för jättar kallas superjättar och hyperjättar. Heta och ljusa huvudsekvensstjärnor kan också klassificeras som vita jättar. Dessutom, på grund av sin stora radie och höga ljusstyrka, ligger jättarna ovanför huvudsekvensen.
Dvärgar-typ av stjärnor av liten storlek från 1 till 0,01 radie. Solen och låga ljusstyrkor från 1 till 10-4 Solens ljusstyrka med en massa från 1 till 0,1 solmassor.
· vit dvärg - Utvecklade stjärnor med en massa som inte överstiger 1,4 solmassor, utan sina egna källor till termonukleär energi. Diametern på sådana stjärnor kan vara hundratals gånger mindre än solens och därför kan densiteten vara 1 000 000 gånger större än vattentätheten.
· Röd dvärg är en liten och relativt cool huvudsekvensstjärna med spektraltyp M eller övre K. De skiljer sig ganska från andra stjärnor. Diametern och massan av röda dvärgar överstiger inte en tredjedel av solmassan (den nedre massgränsen är 0,08 sol, följt av bruna dvärgar).
· Brun dvärg - Substellära objekt med massor i intervallet 5-75 Jupiter-massor (och en diameter som är ungefär lika med diametern på Jupiter), i vars djup, till skillnad från huvudsekvensstjärnor, det inte finns någon termonukleär fusionsreaktion med omvandlingen av väte till helium.
· Subbruna dvärgar eller bruna dvärgar - kalla formationer, i massa, som ligger under gränsen för bruna dvärgar. De anses i allmänhet vara planeter.
· Svart dvärg - svalnat och utsöndrar därför inte i det synliga området för vita dvärgar. Det representerar det sista steget i utvecklingen av vita dvärgar. Massorna av svarta dvärgar, som massorna av vita dvärgar, begränsas ovanifrån av 1,4 solmassor.
Neutronstjärna- stjärnformationer med massor av cirka 1,5 solmassor och storlekar märkbart mindre än vita dvärgar, cirka 10-20 km i diameter. Densiteten hos sådana stjärnor kan nå 1.000.000.000.000 gånger densiteten av vatten. Och magnetfältet är lika många gånger större än jordens magnetfält. Sådana stjärnor består huvudsakligen av neutroner, tätt komprimerade av gravitationskrafter. Dessa stjärnor är ofta pulser.
Ny stjärna- stjärnor vars ljusstyrka plötsligt ökar 10 000 gånger. Den nya stjärnan är ett binärt system som består av en vit dvärg och en medföljande stjärna i huvudsekvensen. I sådana system flyter gas från stjärnan gradvis in i en vit dvärg och exploderar regelbundet där och orsakar en ljusblixt.
Supernovaär en stjärna som slutar sin utveckling i en katastrofal explosiv process. I detta fall kan utbrottet vara flera storleksordningar större än i fallet med en nova. En sådan kraftfull explosion är en följd av de processer som äger rum i stjärnan i det sista utvecklingsstadiet.
Dubbel stjärna är två gravitationellt bundna stjärnor som kretsar kring ett gemensamt masscentrum. Ibland finns det system med tre eller flera stjärnor; i det här allmänna fallet kallas systemet en multipelstjärna. I de fall där ett sådant stjärnsystem inte är för långt från jorden kan enskilda stjärnor urskiljas genom ett teleskop. Om avståndet är betydelsefullt är det möjligt att förstå att före astronomer är en dubbelstjärna endast möjlig genom indirekta tecken - svängningar i ljusstyrka orsakade av periodiska förmörkelser av en stjärna av en annan och några andra.
Pulsarer- dessa är neutronstjärnor, där magnetfältet lutas till rotationsaxeln och roterar, de orsakar modulering av strålning som kommer till jorden.
Den första pulsaren upptäcktes vid Mallard radioastronomiobservatorium Universitetet i Cambridge. Upptäckten gjordes av doktoranden Jocelyn Bell i juni 1967 med en våglängd på 3,5 m, det vill säga 85,7 MHz. Denna pulsar kallas PSR J1921 + 2153. Observationer av pulsaren hölls hemliga i flera månader, och sedan fick den namnet LGM-1, vilket betyder "små gröna män". Anledningen till detta var radiopulser som nådde jorden med jämna mellanrum och därför antogs att dessa radiopulser var av artificiellt ursprung.
Jocelyn Bell var i Hewishs grupp, de hittade 3 fler källor till liknande signaler, efter det tvivlade ingen på att signalerna inte var av artificiellt ursprung. I slutet av 1968 hade 58 pulsarer redan upptäckts. Och 2008 fanns det redan 1790 kända radiopulsarer. Den närmaste pulsaren till vårt solsystem är 390 ljusår bort.
Quasarsär glittrande föremål som avger den mest betydande mängden energi som finns i universum. De är på ett kolossalt avstånd från jorden och visar större ljusstyrka än kosmiska kroppar som ligger 1000 gånger närmare. Enligt den moderna definitionen är en kvasar den aktiva kärnan i en galax, där processer äger rum som frigör en enorm massa energi. Uttrycket i sig betyder "en stjärnliknande radiokälla." Den första kvasaren märktes av amerikanska astronomer A. Sandage och T. Matthews, som observerade stjärnorna vid California Observatory. 1963 upptäckte M. Schmidt, med ett reflexteleskop som samlar elektromagnetisk strålning vid en punkt, en avvikelse i spektrumet för det observerade objektet till den röda sidan, vilket avgör att dess källa rör sig bort från vårt system. Senare forskning visade att himmellegemet, registrerat som 3C 273, ligger på ett avstånd av 3 miljarder sv. år och rör sig iväg med en enorm hastighet - 240 000 km / s. Moskva-forskarna Sharov och Efremov studerade de tidiga tillgängliga fotografierna av objektet och fann att det upprepade gånger ändrade ljusstyrkan. Oregelbundna förändringar i ljusstyrka antyder en liten källstorlek.
5. KÄLLOR AV STJÄRNANS ENERGI
I hundra år efter att R. Mayer formulerade lagen om energibesparing 1842 uttrycktes många hypoteser om naturens energikällor, i synnerhet föreslogs en hypotes om nedfallet av meteoriska kroppar på stjärnan, radioaktivt förfall av element, förintelse av protoner och elektroner. Endast gravitationskompression och termonukleär fusion är av stor betydelse.
Termonukleär fusion i tarmarna hos stjärnor
1939 fastställdes det att källan till stjärnenergi är termonukleär fusion som förekommer i det inre av stjärnorna. De flesta stjärnor avger eftersom fyra protoner i sina djup kombineras genom en serie mellansteg till en alfapartikel. Denna omvandling kan gå på två huvudsakliga sätt, kallad proton-proton eller p-p-cykel och kol-kväve eller CN-cykel. I stjärnor med låg massa tillhandahålls energiutsläpp huvudsakligen av den första cykeln, i tunga - av den andra. Beståndet av kärnkraft i en stjärna är ändligt och spenderas ständigt på strålning. Processen med termonukleär fusion, som frigör energi och förändrar sammansättningen av stjärnans materia, i kombination med tyngdkraften, som tenderar att komprimera stjärnan och också frigör energi, och strålning från ytan, som bär bort den frigjorda energin, är de viktigaste drivkrafterna för stjärnutvecklingen.
Hans Albrecht Bethe är en amerikansk astrofysiker som vann 1967 års Nobelpris i fysik. Huvudverken ägnas åt kärnfysik och astrofysik. Det var han som upptäckte proton-protoncykeln för termonukleära reaktioner (1938) och föreslog en sexstegs kol-kväve-cykel, som gör det möjligt att förklara processen för termonukleära reaktioner i massiva stjärnor, för vilka han fick Nobelpriset i fysik för ”sitt bidrag till teorin om kärnreaktioner, särskilt för upptäckter, relaterade till stjärnornas energikällor ”.
Gravitationskompression
Gravitationskompression är en intern process av en stjärna på grund av vilken dess inre energi frigörs.
Låt temperaturen i mitten minska något på grund av att stjärnan svalnat vid någon tidpunkt. Trycket i mitten minskar också och kompenserar inte längre vikten på de överliggande skikten. Tyngdkrafterna börjar komprimera stjärnan. I detta fall kommer systemets potentiella energi att minska (eftersom den potentiella energin är negativ kommer dess modul att öka), medan den inre energin och därmed temperaturen inuti stjärnan kommer att öka. Men bara hälften av den frigjorda potentiella energin kommer att spenderas på att höja temperaturen, den andra hälften kommer att spenderas på att upprätthålla stjärnans strålning.
6 STJÄRNANS UTVECKLING
Stjärnutveckling i astronomi är en sekvens av förändringar som en stjärna genomgår under sitt liv, det vill säga över miljoner eller miljarder år, medan den avger ljus och värme. Under sådana enorma tidsperioder är förändringarna mycket betydande.
Huvudfaserna i en stjärnas utveckling är dess födelse (stjärnbildning), en lång period av (vanligtvis stabil) existens av en stjärna som ett integrerat system i hydrodynamisk och termisk jämvikt, och slutligen perioden för dess "död", dvs. irreversibel obalans, vilket leder till förstörelsen av stjärnan eller till dess katastrofala sammandragning. Utvecklingen av en stjärna beror på dess massa och ursprungliga kemiska sammansättning, vilket i sin tur beror på tidpunkten för stjärnans bildning och dess position i galaxen vid bildningstillfället. Ju större stjärnmassa desto snabbare är dess utveckling och desto kortare blir dess "liv".
En stjärna börjar sitt liv som ett kallt, sällsynt moln av interstellär gas, som dras samman under sin egen tyngdkraft och gradvis tar form av en boll. När den komprimeras förvandlas gravitationen till värme och objektets temperatur ökar. När temperaturen i mitten når 15-20 miljoner K, börjar termonukleära reaktioner och kompressionen stannar. Objektet blir en fullfjädrad stjärna.
Efter en viss tid - från en miljon till tiotals miljarder år (beroende på den ursprungliga massan) - tömmer stjärnan kärnans vätgasresurser. I stora och heta stjärnor händer detta mycket snabbare än i små och kallare. Tömningen av väteförsörjningen leder till att termonukleära reaktioner upphör.
Utan det tryck som uppstår under dessa reaktioner och balanserar den inre tyngdkraften i stjärnans kropp, börjar stjärnan att krympa igen, som den var tidigare i bildningsprocessen. Temperatur och tryck stiger igen, men till skillnad från protostjärnsfasen, till mycket högre nivåer. Kollapsen fortsätter tills, vid en temperatur på cirka 100 miljoner K, termonukleära reaktioner med deltagande av helium börjar.
Den förnyade termonukleära "förbränning" av materia på en ny nivå blir orsaken till stjärnans monstrala expansion. Stjärnan "sväller", blir väldigt "lös" och dess storlek ökar med cirka 100 gånger. Så stjärnan blir en röd jätte, och heliumförbränningsfasen varar i flera miljoner år. Nästan alla röda jättar är variabla stjärnor.
Efter att termonukleära reaktioner har avslutats i sin kärna kommer de, gradvis att svalna, att fortsätta att avge svagt i det elektromagnetiska spektrumets infraröda och mikrovågsområden.
SOLEN
Solen är den enda stjärnan i solsystemet; alla planeter i systemet, liksom deras satelliter och andra föremål, upp till kosmiskt damm, rör sig runt det.
Solens egenskaper
Solmassa: 2 1030 kg (332946 jordmassor)
Diameter: 1392000 km
Radie: 696 000 km
Genomsnittlig densitet: 1400 kg / m3
Axellutning: 7,25 ° (relativt ekliptikplanet)
Yttemperatur: 5780 K
Temperatur i mitten av solen: 15 miljoner grader
Spektralklass: G2 V
Genomsnittligt avstånd från jorden: 150 miljoner km
Ålder: cirka 5 miljarder år
Rotationsperiod: 25,380 dagar
Ljusstyrka: 3,86 1026 W
Tydlig storlek: 26,75 m
Solens struktur
Enligt spektralklassificeringen tillhör stjärnan typen "gul dvärg", enligt grova uppskattningar är dess ålder drygt 4,5 miljarder år, den är mitt i livscykeln. Solen, som är 92% väte och 7% helium, har en mycket komplex struktur. I dess centrum finns en kärna med en radie av cirka 150.000-175.000 km, vilket är upp till 25% av stjärnans totala radie, i dess centrum närmar sig temperaturen 14.000.000 K. Kärnan roterar runt en axel i hög hastighet, och denna hastighet överstiger betydligt indikatorer på stjärnans yttre skal. Här sker reaktionen av heliumbildningen från fyra protoner, varigenom en stor mängd energi erhålls, som passerar genom alla lager och avges från fotosfären i form av kinetisk energi och ljus. Ovanför kärnan finns en zon med strålningsöverföring där temperaturen ligger i området 2-7 miljoner K. Sedan följer en konvektiv zon med en tjocklek på cirka 200 000 km, där det inte längre finns utsläpp för energiöverföring utan blandning av plasma. På skiktets yta är temperaturen cirka 5800 K. Solens atmosfär består av fotosfären, som bildar stjärnans synliga yta, kromosfären cirka 2000 km tjock och korona, det sista yttre solskalet, vars temperatur ligger i området 1.000.000-20.000.000 K. Från den yttre delen korona är utgången av joniserade partiklar som kallas solvinden.
Magnetfält spelar en viktig roll i förekomsten av fenomen som förekommer på solen. Matter on the Sun är överallt en magnetiserad plasma. Ibland ökar magnetfältstyrkan i vissa områden snabbt och kraftigt. Denna process åtföljs av uppkomsten av ett helt komplex av solaktivitetsfenomen i olika lager av solatmosfären. Dessa inkluderar facklor och fläckar i fotosfären, flockar i kromosfären, framträdanden i korona. Det mest anmärkningsvärda fenomenet, som täcker alla lager av solatmosfären och har sitt ursprung i kromosfären, är solfacklor.
Under observationerna har forskare funnit att solen är en kraftfull radiokälla. Radiovågor tränger in i det interplanetära utrymmet som utsänds av kromosfären (centimetervågorna) och korona (decimeter- och metervågor).
Radioutsläpp från solen har två komponenter - konstanta och variabla (skurar, "bullerstormar"). Under starka solfacklor ökar radioutsläpp från solen tusentals och till och med miljoner gånger jämfört med radioutsläpp från den tysta solen. Denna radioemission är av icke-termisk natur.
Röntgenstrålar kommer huvudsakligen från de övre skikten i kromosfären och korona. Strålning är särskilt stark under åren med maximal solaktivitet.
Solen avger inte bara ljus, värme och alla andra typer av elektromagnetisk strålning. Det är också en källa till en konstant ström av partiklar - kroppar. Neutrinoer, elektroner, protoner, alfapartiklar, liksom tyngre atomkärnor, tillsammans utgör solens korpuskulära strålning. En betydande del av denna strålning är ett mer eller mindre kontinuerligt utflöde av plasma - solvinden, som är en fortsättning på de yttre skikten av solatmosfären - solkorona. Mot bakgrund av denna ständigt blåst plasmavind är enskilda regioner på solen källor till mer riktade, intensifierade så kallade korpuskulära strömmar. Troligtvis är de associerade med speciella regioner i solkorona - koronala hål, och möjligen även med långlivade aktiva regioner på solen. Slutligen är solfackningar associerade med de mest kraftfulla kortvariga flödena av partiklar, främst elektroner och protoner. Som ett resultat av de kraftfullaste fläckarna kan partiklar förvärva hastigheter som utgör en märkbar bråkdel av ljusets hastighet. Partiklar med så höga energier kallas kosmiska solstrålar.
Solkorpuskulär strålning har en stark effekt på jorden och framför allt på de övre lagren av dess atmosfär och magnetfältet, vilket orsakar många intressanta geofysiska fenomen.
Solens utveckling
Man tror att solen bildades för ungefär 4,5 miljarder år sedan, när den snabba komprimeringen av ett moln av molekylärt väte under påverkan av gravitationskrafter ledde till bildandet av en stjärna av den första typen av T Tauri-stjärnpopulation i vår region av galaxen.
En stjärna så massiv som solen borde ha funnits i huvudsekvensen i totalt cirka 10 miljarder år. Således är solen nu ungefär mitt i sin livscykel. I det nuvarande skedet äger termonukleära reaktioner vid omvandling av väte till helium rum i solkärnan. Varje sekund i solens kärna omvandlas cirka 4 miljoner ton materia till strålningsenergi, vilket resulterar i generering av solstrålning och en ström av solneutriner.
När solen når en ålder av cirka 7,5 till 8 miljarder år (det vill säga efter 4-5 miljarder år), kommer stjärnan att förvandlas till en röd jätte, dess yttre skal kommer att expandera och nå jordens bana, eventuellt driva planeten längre bort. Under påverkan av höga temperaturer blir livet i dagens förståelse helt enkelt omöjligt. Solen kommer att tillbringa den sista cykeln av sitt liv som en vit dvärg.
SLUTSATS
Baserat på detta arbete kan följande slutsatser dras:
Grundläggande element i universums struktur: galaxer, stjärnor, planeter
Galaxer - system av miljarder stjärnor som kretsar kring galaxens centrum och relaterade genom ömsesidig allvar och gemensamt ursprung,
Planeter är kroppar som inte avger energi, med en komplex inre struktur.
Den vanligaste himmelskroppen i det observerbara universum är stjärnor.
Enligt moderna begrepp är en stjärna ett gas-plasma-objekt där termonukleär fusion uppträder vid temperaturer över 10 miljoner grader K.
· De viktigaste metoderna för att studera det synliga universum är teleskop och radioteleskop, spektral grammatik och radiovågor;
· De grundläggande begreppen som beskriver stjärnor är:
Stjärnstorlek, som inte kännetecknar storleken på en stjärna utan dess briljans, det vill säga den belysning som en stjärna skapar på jorden;
...Liknande dokument
Bildandet av de viktigaste bestämmelserna i den kosmologiska teorin - vetenskapen om universums struktur och utveckling. Kännetecken för teorier om universums ursprung. Big Bang Theory and the Evolution of the Universe. Universums struktur och dess modeller. Kärnan i begreppet kreationism.
presentation tillagd 2012-12-11
Moderna fysiska begrepp av kvarkar. Syntetisk evolutionsteori. Gaia (jord) hypotes. Darwins teori i sin nuvarande form. Kosmiska strålar och neutriner. Utsikter för utveckling av gravitationell astronomi. Moderna metoder för att studera universum.
abstrakt, tillagt 2013-10-18
Big Bang och det expanderande universum. Teori om hett universum. Funktioner av det nuvarande skedet i utvecklingen av kosmologi. Kvantvakuum i hjärtat av inflationsteorin. Experimentell grund för begreppet fysiskt vakuum.
presentation tillagd 2012-05-20
Universums struktur och dess framtid i Bibelns sammanhang. Stjärnans utveckling och synen på Bibeln. Teorier om universums utseende och livet på det. Begreppet förnyelse och omvandling av universums framtid. Metagalax och stjärnor. Modern teori om stjärnutveckling.
abstrakt, tillagt 2012-04-04
Hypotetiska idéer om universum. Grundläggande kunskapsprinciper inom naturvetenskap. Utveckling av universum efter Big Bang. Ptolemaios kosmologiska modell. Funktioner i Big Bang-teorin. Stadier av evolution och förändring av temperaturen i universum.
term paper, added 04/28/2014
Principerna för osäkerhet, komplementaritet och identitet i kvantmekanik. Modeller av universums utveckling. Egenskaper och klassificering av elementära partiklar. Utvecklingen av stjärnorna. Solsystemets ursprung, struktur. Utveckling av idéer om ljusets natur.
fuskark, tillagt 2009-01-15
Big Bang-teorin. Begreppet relikstrålning. Inflationsteorin om det fysiska vakuumet. Grundläggande för modellen för ett homogent isotropiskt icke-stationärt expanderande universum. Kärnan i modellerna av Lemaitre, de Sitter, Milne, Friedman, Einstein-de Sitter.
abstrakt, tillagt 2011-01-24
Universums struktur och utveckling. Hypoteser om universums ursprung och struktur. Rymdtillståndet före Big Bang. Kemisk sammansättning av stjärnor enligt spektralanalysdata. Strukturen för den röda jätten. Svarta hål, dold massa, kvasarer och pulsarer.
abstrakt, tillagt 2011-11-20
Revolutionen inom naturvetenskapen, framväxten och vidareutvecklingen av läran om atomens struktur. Megaworlds sammansättning, struktur och tid. Quark-modell av hadroner. Utvecklingen av metagalaxen, galaxer och enskilda stjärnor. Den moderna bilden av universums ursprung.
perioduppsats, tillagt 2011-07-16
De främsta hypoteserna i universum: från Newton till Einstein. Big bang-teorin (modell för det expanderande universum) som den största prestationen i modern kosmologi. A. Friedmans idéer om universums expansion. Modell G.A. Gamow, bildandet av elementen.
\u003e\u003e Varför lyser stjärnorna
Varför lyser stjärnorna på himlen - en beskrivning för barn: varför de lyser starkt på natten med olika färger, vad de är gjorda av, yttemperatur, storlek och ålder.
Låt oss prata om varför stjärnorna lyser på ett språk som är tillgängligt för barn. Denna information kommer att vara användbar för barn och deras föräldrar.
Barn beundra natthimlen och se miljarder ljusa ljus. Håller med om att det inte finns något vackrare än en lysande stjärna. Naturligtvis värt förklara för barnatt deras antal och ljusstyrka beror på var du bor. I städer är ljusa stjärnor svårare att upptäcka på grund av konstgjord belysning som blockerar ljuset. För de små det bör noteras att stjärnorna är solar som våra. Om du transporterades till en annan galax och tittade på vår sol, skulle den likna ett välbekant ljus.
För att göra det tydligt förklaring för barn, föräldrar eller lärare i skolan måste berätta om stjärnornas sammansättning. För att uttrycka det enkelt är det en rund glödande plasma. Det är så varmt att det är svårt för oss att ens föreställa oss denna temperatur. Ytan på en stjärna, som vår sol, är kallare (5800 Kelvin) än dess kärna (15 miljoner Kelvin).
De har sin egen gravitation och släpper ut en del av värmen i rymden. skiljer sig åt i storlek. Barn måste komma ihåg att ju större dess storlek, desto mindre finns den. Vårt är av medelstorlek och har levt i miljontals år.
Värmepåfyllningsprocessen innebär fusion. Energi har ackumulerats i solen i miljontals år, men den är instabil och försöker ständigt fly. När den väl lyckats stiga upp till ytan flyr den ut i rymden i form av solvinden.
Det är också värt att komma ihåg rollen som ljusets hastighet. Han rör sig tills han träffar ett hinder. När vi ser stjärnor är det ljus som ligger på ett stort avstånd. Vi kan till och med observera en stråle som skickades för miljontals år sedan av en lysande stjärna. Behöver förklara för barnatt detta är en viktig punkt, för han var tvungen att övervinna många hinder för att bryta igenom till oss.
Så när du tittar på de lysande stjärnorna ser du bokstavligen det förflutna. Om vi \u200b\u200bkunde komma dit skulle vi märka att allt har förändrats för länge sedan. Dessutom kan vissa till och med dö, bli en vit dvärg eller en supernova.
Så stjärnorna lyser för att det är en energikälla med en enorm glödlampa som släpper ut energi till universum i form av en ljusstråle. Nu förstår du varför stjärnorna lyser. Använd våra foton, videor, teckningar och rörliga modeller online för att bättre förstå beskrivningen och egenskaperna hos rymdobjekt.
Som du kommer ihåg från skolkursen i naturhistoria är stjärnor föremål som har förmågan att avge sitt eget ljus. Däremot är andra himmellegemer som planeter, satelliter, asteroider och kometer synliga på himlen på grund av reflekterat ljus, de har inte sin egen glöd. De enda undantagen är meteoriter som faller in i jordens atmosfär och faller på grund av dess tyngdkraft. De brinner ut helt eller delvis när de faller på grund av friktion mot luftpartiklar och de lyser på grund av detta.
Men varför lyser stjärnorna? Detta är en intressant fråga som astronomer är redo att ge ett omfattande svar på.
Historia om studiet av stjärnor och deras glöd
Under en lång tid kunde astronomer inte nå enighet om stjärnljusets natur. Denna fråga har genererat många kontroverser under århundradena. Dessa tvister var inte bara vetenskapliga till sin natur - i början av civilisationen byggde människor många myter, legender och religiösa gissningar som förklarade närvaron av stjärnor på himlen och deras glöd. På samma sätt skapades legender och vardagliga förklaringar av andra astronomiska fenomen som observerades på himlen - kometer, förmörkelser, armaturernas rörelse.
Intressant fakta: vissa civilisationer trodde att stjärnorna på himlen var de dödas själar, andra trodde att de var nagelhuvudena som spikade himlen. Solen har alltid ansetts separat, den har inte rankats bland stjärnorna i tusentals år, den var för annorlunda i sitt utseende, observerad från jordens yta.
Med astronomins utveckling klargjordes felaktigheten i sådana slutsatser och stjärnorna började undersökas på nytt - som solen. Därefter var det möjligt att klargöra att solen också är en stjärna. Moderna forskare klassificerar stjärnan närmast oss som en röd dvärg. Emellertid gav naturen till solens glöd och andra stjärnor upphov till mycket kontrovers tills mycket nyligen.
Relaterade material:
Allt om ljusets hastighet
Teorier som förklarar stjärnglöd
På 1800-talet trodde många forskare att förbränningsprocessen inträffar på stjärnorna - exakt samma som i någon jordisk ugn. Men denna teori har helt misslyckats med att rättfärdiga sig själv. Det är svårt att föreställa sig hur mycket bränsle en stjärna måste ha för att den ska kunna ge värme i miljontals år. Därför förtjänar inte den här versionen. Kemister trodde att exoterma reaktioner inträffar på stjärnorna, vilket ger en kraftfull frisättning av stora volymer värme.
Men fysiker håller inte med om en sådan förklaring, av samma anledning som med förbränningsprocessen. Reserverna av reaktanter måste vara enorma för att bibehålla stjärnornas glöd och deras förmåga att ge värme.
Efter Mendeleevs upptäckter förändrades situationen igen, sedan studien av strålning och radioaktiva element började. Vid den tiden, värmen och ljuset som genererades av stjärnorna och solen tillskrevs villkorslöst reaktionerna av radioaktivt förfall, denna version blev allmänt accepterad i årtionden. Därefter modifierades den många gånger.
Relaterade material:
Hur äter djur i rymden?
Forskarnas moderna åsikt om orsakerna till stjärnglöd
Moderna forskare är helt övertygade om att kärnfusion som äger rum i stjärnornas kärnor kan ge frigöring av den mängd energi som varje stjärna avger varje sekund. Denna process kan ge luminescens och värmeutsläpp i stora volymer i miljarder år.
Därför är teorin allmänt accepterad. Energi från det inre passerar in i stjärnhöljets gashöljen, varifrån den släpps ut. I astronomernas kretsar finns det en uppfattning att det tar tiotals, hundratusentals år att flytta energi från en stjärnas inre till dess yta - det här är inte en omedelbar process. Därför kan stjärnan lysa länge även efter att syntesen i dess inre har slutat på grund av bristen på de ursprungliga kemiska elementen.
Ljus från någon av stjärnorna når inte direkt jordens yta. Även från solen, den närmaste stjärnan till vår planet, tar det cirka 8 minuter. Nästa stjärna närmast vår planet är Proxima Centauri. Det tar mer än fyra år för ljus att resa från det till jorden.
relaterade artiklar
