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

( * )

--> ЧИТАТЬ ПОЛНОСТЬЮ <--