Реферат Эволюция и строение галактики
Работа добавлена на сайт bukvasha.net: 2015-10-28Поможем написать учебную работу
Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Предоплата всего
от 25%
Подписываем
договор
ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА СОЛНЦА
Солнце представляет собой центральное тело нашей планетной системы и ближайшую к нам звезду.
Среднее расстояние Солнца от Земли равно 149,6*106 км, его диаметр в 109 раз больше земного, а объем в 1300 000 раз больше объема Земли. Так как масса Солнца составляет 1,98*1033 г (333000 масс Земли), то в соответствии с его объемом находим, что средняя плотность солнечного вещества равна 1,41 г/см3 (0,26 средней плотности Земли). По известным значениям радиуса и массы Солнца можно определить, что ускорение силы тяжести на его поверхности достигает 274 м/сек2, или в 28 раз больше, чем ускорение силы тяжести на поверхность Земли.
Солнце вращается вокруг оси против хода часовой стрелки при наблюдении с северного полюса эклиптики, т. е. в том же направлении, в каком обращаются вокруг него все планеты. Если смотреть, на диск Солнца, то его вращение совершается от восточного края диска к западному. Ось вращения Солнца наклонена к плоскости эклиптики под углом 83°. Но Солнце вращается не как твердое тело. Сидерический период вращения его экваториальной зоны равен 25 сут, близ 60° гелиографической (отсчитанной от солнечного экватора) широты он составляет 30 сут, а у полюсов достигает 35 сут.
При наблюдении Солнца в телескоп заметно ослабление его яркости к краям диска, так как через центр диска проходят лучи, идущие из более глубинных и горячих частей Солнца.
Слой, лежащий на границе прозрачности вещества Солнца и испускающий видимое излучение, называется фотосферой. Фотосфера не является равномерно яркой, а обнаруживает зернистое строение. Светлые зерна, покрывающие фотосферу, называются гранулами. Гранулы — неустойчивые образования, продолжительность их существования — около 2—3 мин, а размеры колеблются в пределах от 700 до 1400 км. На поверхности фотосферы выделяются темные пятна и светлые области, называемые факелами. Наблюдения за пятнами и факелами позволили установить характер вращения Солнца и определить его период.
Над поверхностью фотосферы расположена солнечная атмосфера. Ее нижний слой имеет толщину около 600 км. Вещество этого слоя избирательно поглощает световые волны таких, длин, которые оно само способно излучать. При переизлучении происходит рассеяние энергии, что и является непосредственной причиной появления основных темных фраунгофероных линий в спектре Солнца.
Следующий слой солнечной атмосферы — хромосфера имеет ярко-красный цвет и наблюдается при полных солнечных затмениях в виде алого кольца, охватывающего темный диск Луны. Верхняя граница хромосферы постоянно волнуется, и поэтому толщина ее колеблется от 15000 до 20000 км.
Из хромосферы выбрасываются протуберанцы — фонтаны раскаленных газов, видимые невооруженным глазом во время полных солнечных затмений. Со скоростью 250—500 км/сек они поднимаются от поверхности Солнца на расстояния, равные в среднем 200000 км, а некоторые из них достигают высоты до 1500 000 км.
Над хромосферой расположена солнечная корона, видимая при полных солнечных затмениях в виде окружающего Солнце серебристо-жемчужного ореола.
Солнечную корону разделяют на внутреннюю и внешнюю. Внутренняя корона простирается до высоты около 500 000 км и состоит из разреженной плазмы – смеси ионов и свободных электронов. Цвет внутренней короны подобен солнечному, а излучение ее представляет собой свет фотосферы, рассеянныйна свободных электронах. Спектр внутренней короны отличается от солнечного спектра тем, что в нем не наблюдаются темные линии поглощения, но зато наблюдаются на фоне непрерывного спектра линии излучения, наиболее яркие из которых принадлежат многократно ионизованному железу, никелю и некотооым другим элементам. Так как плазма весьма разрежена, то скорость движения свободных электронов (а соответственно и их кинетическая энергия) столь велика, что температура внутренней короны оценивается примерно в 1 млн. градусов.
Внешняя корона простирается до высоты более чем в 2 млн. км. В ее состав входят мельчайшие твердые частицы, которые отражают солнечный свет и придают ей светло-желтый оттенок.
В последние годы было установлено, что солнечная корона распространяется значительно дальше, чем предполагалось ранее. Наиболее удаленные от Солнца части солнечной короны — сверхкорона — простираются за пределы земной орбиты. По мере удаления от Солнца температура сверхкороны постепенно понижается, а на расстоянии Земли составляет приблизительно 200 000°
Сверхкорона состоит из отдельных разреженных электронных облаков, “вмороженных” в магнитное поле Солнца, которые с большими скоростями движутся от него и, достигая верхних слоев земной атмосферы, ионизируют и нагревают ее, оказывая тем самым влияние на климатические процессы.
Межпланетное пространство в плоскости эклиптики содержит мелкую пыль, производящую явление зодиакального света. Это явление состоит в том, что весной после захода Солнца на западе или осенью перед восходом Солнца на востоке иногда наблюдается слабое сияние, выступающее из-под горизонта в виде конуса.
Спектр Солнца является спектром поглощения. На фоне непрерывного яркого спектра располагаются многочисленные темные (фраунгоферовы) линии. Они возникают при прохождении луча света, испускаемого раскаленным газом через более холодную среду, образованную тем же газом. При этом на месте яркой линии излучения газа наблюдается темная линия его поглощения.
Каждый химический элемент имеет присущий только ему линейчатый спектр, поэтому по виду спектра можно определить химический состав светящегося тела. Если же излучающее свет вещество является химическим соединением, то в его спектре видны полосы молекул и их соединений. Определив длины волн всех линий спектра, можно установить химические элементы, образующие излучающее вещество. По интенсивности спектральных линий отдельных элементов судят о количестве принадлежащих им атомов. Поэтому спектральный анализ позволяет изучать не только качественный, но и количественный состав небесных светил (точнее, их атмосфер) и является важнейшим методом астрофизических исследований.
На Солнце найдено около 70 известных на Земле химических элементов. Но в основном Солнце состоитиз двух элементов:
водорода (около 70% по массе) и гелия (около 30%). Из прочих химических элементов (всего 3%) наибольшее распространение имеют азот, углерод, кислород, железо, магний, кремний, кальций и натрий. Некоторые химические элементы, например хлор и бром, на Солнце еще не обнаружены. В спектре солнечных пятен найдены также полосы поглощения химических соединений: циана (СN), окиси титана, гидроксила (ОН), углеводорода (СН) и др.
Солнце представляет собой грандиозный источник энергии, непрерывно рассеивающий свет и тепло по всем направлениям. На Землю поступает около 1:2000000000 всей излучаемой Солнцем энергии. Количество энергии, получаемое Землей от Солнца, определяется по значению солнечной постоянной. Солнечной постоянной называется количество энергии, получаемой в минуту 1 см2 поверхности, расположенной на границе земной атмосферы перпендикулярно к солнечным лучам. В мерах тепловой энергии солнечная постоянная равна 2 кал/см2 *мин, а в системе механических единиц она выражается числом 1,4-10 6эрг/сек • см2.
Температура фотосферы близка к 6000°С.Она излучает энергию почти как абсолютно черное тело, поэтому эффективную температуру солнечной поверхности можно определить с помощью закона Стефана—Больцмана:
где Е — количество энергии в эргах, излучаемое в 1 сек. 1 см2 солнечной поверхности; s=5,73•10-5 эрг/сек* град^4
•
см2 — постоянная, установленная из опыта, и Т — абсолютная температура в градусах Кельвина.
Количество энергии, проходящей через поверхность шара, описанного радиусом в 1 а. е. (150 • 10" см), равно е=4*1033 эрг/сек*
см2. Эта энергия излучается всей поверхностью Солнца, поэтому, разделив ее величину на площадь солнечной поверхности, можно определить значение Е и вычислить температуру поверхности Солнца. Получается E=5800°К.
Существуют и другие методы определения температуры поверхности Солнца, но все они разнятся по результатам их применения, так как Солнце излучает не совсем как абсолютно черное тело.
Непосредственное определение температуры внутренних частей Солнца невозможно, но по мере приближения к его центру она должна быстро возрастать. Температура в центре Солнца вычисляется теоретически из условия равновесия давлении и равенства прихода и расхода энергии в каждой точке объема Солнца. По современным данным, она достигает 13 млн. градусов.
При температурных условиях, имеющих место на Солнце, все его вещество находится в газообразном состоянии. Так как Солнце пребывает в тепловом равновесии, то в каждой его точке должны компенсироваться сила тяжести, направленная к центру, и силы газового и светового давлений, направленные из центра.
Высокая температура и большое давление в недрах Солнца обусловливают многократную ионизацию атомов вещества и значительную его плотность, вероятно превышающую 100 г/см3, хотя и в этих условиях вещество Солнца сохраняет свойства газа. Многочисленные данные приводят к выводу о том, что в течение многих миллионов лет температура Солнца остается неизменной, несмотря на большой расход энергии, вызываемый излучением Солнца.
Основным источником солнечной энергии являются ядернье реакции. Одна из наиболее вероятных ядерных реакций, называемая протон-протонной, заключается в превращении четырех ядер водорода (протонов) в ядро гелия. При ядерных превращениях выделяется большое количество энергии, которая проникает к солнечной поверхности и излучается в мировое пространство.
Энергию излучения можно подсчитать по известной формуле Эйнштейна: Е = тс2, где Е — энергия; т — масса и с — скорость света в пустоте. Масса ядра водорода составляет 1,008 (атомных единиц массы), поэтому масса 4 протонов равна 4 • 1,008 = 4,032 а. е. м. Масса образовавшегося ядра гелия составляет 4,004 а. е. м. Уменьшение массы водорода на величину 0,028 а. е. м. (это составляет 5*10-26 г) приводит к выделению энергии, равной:
Общая мощность излучения Солнца составляет 5*1023 л. с. Вследствие излучения Солнце теряет 4 млн. т вещества в секунду.
Солнце является также источником излучения радиоволн. Общая мощность радиоизлучения Солнца в диапазонах волн от 8 мм до 15 м невелика. Такое радиоизлучение “спокойного” Солнца исходит от хромосферы и короны и является тепловым излучением. Когда же на Солнце появляются в большом количестве пятна, факелы и протуберанцы, мощность радиоизлучения увеличивается в тысячи раз. Особенно большие всплески радиоизлучения “возмущенного” Солнца возникают в периоды сильных вспышек в его хромосфере.
СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ И ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД
Разнообразные и важные сведения о физической природе звезд, которыми располагает современная астрономия, были получены по результатам изучения излучаемого ими света. Изучение природы света производится методами фотометрии и спектрального анализа.
В середине XIX столетия французский философ-идеалист Огюст Конт утверждал, что химический состав небесных светил останется навсегда неизвестным для науки. Однако вскоре методами спектрального анализа на Солнце и звездах были открыты химические элементы, известные на Земле.
В наше время изучение спектров позволило не только установить химический состав звезд, но также измерить их температуры, светимости, диаметры, массы, плотности, скорости вращении и поступательных движений, а также определить расстояния до тех далеких звезд, тригонометрические параллаксы которых являются по малости их недоступными для измерений.
Физическая природа звезд весьма различна, а поэтому и их спектры отличаются большим разнообразием. Звезды, как и Солнце, имеют непрерывные спектры, пересеченные темными линиями поглощения, а это и доказывает, что каждая звезда есть раскаленное газовое тело, дающее непрерывный спектр и окруженное более холодной атмосферой.
Линии звездных спектров отождествлены с линиями известных на Земле химических элементов, что служит доказательством материального единства Вселенной. Все звезды состоят из одних и тех же химических элементов, преимущественно из водорода и гелия.
Причина большого различия звездных спектров определяется не столько различием химического состава звезд, сколько различной степенью ионизации вещества звездных атмосфер, определяемой в основном температурой. Современная классификация звездных спектров, созданная на Гарвардской обсерватории (США) по результатам изучения более чем 200 000 звезд, основана на отождествлении принадлежности линий поглощения известным химическим элементам и оценке их относительной интенсивности.
При всем разнообразии звездных спектров их можно объединить в небольшое число классов, содержащих сходные между собой признаки и постепенно переходящих один в другой с образованием непрерывного ряда. Основные классы гарвардской классификации обозначены буквами латинского алфавита О, В, А, F
,
G
, К, М, образующими ряд, соответствующий уменьшению температур звезд. Для детализации спектральных показателей в каждом классе введены десятичные подразделения, обозначаемые цифрами. Обозначению А0 соответствует типичный спектр класса А; А5 обозначает спектр, средний между классами А и F; A9 — спектр, гораздо более близкий к F0, чем к А0.
В таблице приведены характеристики спектров, соответствующие им температуры и типичные звезды по каждому из спектральных классов.
| Спектральный класс | Характеристика спектра поглощения | Температура поверхности | Типищые звезхы |
| 0 | Линии ионизованных гелия, | 35 000° | К Орпона |
| (голубые звезды) | азота, кислорода и кремния | ||
| В | Линии гелия и водорода | 25000° | Спика |
| (юлубовато-бслые | |||
| звезды) | |||
| А | Линии водорода имеют мак | 10000° | Сиричс |
| (белые звезды) | симальную интенсивность. За | ||
| метны линии ионизованного | |||
| кальция. Появляются слабые | |||
| линии поглощения металлов | |||
| Р | Линии водорода ослабевают. | 7500° | Проц: он |
| (желтоватые звезды) | Интенсивны линии нейтрально | ||
| го и ионизованного кальция. | |||
| Линии металлов постепенно | |||
| усиливаются | |||
| 0 | Линии водорода еще более | 6000° | Солные |
| (желтые звезды) | ослабевают. Многочисленные | ||
| линии поглощения металлов | |||
| К | Линии металлов очень интен | 4500° | Аркт-у-р |
| (оранжевые звезды) | сивны. Интенсивна полоса угле | ||
| водорода СН. Слабые линии | |||
| поглощения окиси титана ТЮг | |||
| М | Линии нейтральных металлов | 3500° | Бетел.- |
| (красные звезды) | очень сильны. Интенсивны по | гейзе | |
| лосы поглощения молекулярных | |||
| соединений |
Кроме основных спектральных классов, существуют дополнительные классы R, N, S немногочисленных звезд, температура которых ниже 3000°.
Приведенные в таблице температуры относятся к поверхностным слоям звезд, в недрах их господствуют температуры порядка 10—30 млн. градусов. Высокая температура обеспечивает протекание самопроизвольных ядерных реакций, т. е. процессов, рассмотренных ранее.
Цвет звезды зависит от ее температуры. Холодные звезды излучают преимущественно в длинных волнах, соответствующих красной части спектра, а горячие — в коротких волнах, представляемых фиолетовой частью спектра.
Человеческий глаз наиболее восприимчив к желто-зеленым лучам, и обычная фотографическая пластинка — к синим и фиолетовым лучам спектра. Вследствие этого при наблюдении звезд визуальным и фотографическим методами для одной и той же звезды получают различные звездные величины.
В астрономии цвет измеряют, сравнивая величины звезды, определенные визуально и по фотографиям, и оценивают его показателем цвета, который представляет собой разность фотографической и визуальной величин звезды:
Условно считают, что для звезд спектрального класса А0 показатель цвета равен пулю. Показатель цвета более холодных звезд — величина положительная, так как они интенсивно излучают в длинных волнах, к которым наиболее чувствителен глаз. Показатель цвета горячих звезд — величина отрицательная, поскольку их излучение по преимуществу коротковолновое, а фотопластинка наиболее восприимчива к синим и фиолетовым лучам.
Зависимости между показателями цвета и спектрами звезд устанавливаются эмпирически. Составляют таблицу, из которой по показателю цвета звезды приближенно определяют ее спектральный класс.
Основными факторами, определяющими количество излучаемой энергии, являются температура и площадь излучающей поверхности звезды. Исследование спетимостей звезд привело к разделению их на две характерные группы: звезды-гиганты и звезды-карлики. Звезды-гиганты обладают высокой светимостью и большой площадью излучения (большим объемом), но имеют малую плотность вещества. Звезды-карлики характеризуются низкой светимостью, малым объемом и значительной плотностью вещества.
Различие между гигантами и карликами наиболее резко проявляется у звезд спектральных классов М и К, у которых разница в светимости достигает 9m_10m, т. е. красные гиганты в 5—10 тыс. раз ярче красных карликов. У желтоватых и желтых звезд классов F и G наряду с гигантами и карликами многочисленны также и звезды промежуточных светимостей.
Для характеристики светимостей звезд впереди прописной буквы их спектрального класса дополнительно пишутся малые буквы: g — для звезд-гигантов и d — для звезд-карликов. Капелла gG0 — гигант класса G0, Солнце dG3 — карлик класса G3 и т. д.
СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О ВОЗНИКНОВЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
Раздел астрономии, в котором изучаются вопросы происхождения и развития небесных тел, называется космогонией. Космогония исследует процессы изменения форм космической материи, приводящие к образованию отдельных небесных тел и их систем, и направление их последующей эволюции. Космогонические исследования приводят и к решению таких проблем, как возникновение химических элементов и космических лучей, появление магнитных полей и источников радиоизлучения.
Решение космогонических проблем связано с большими трудностями, так как возникновение и развитие небесных тел происходит столь медленно, что проследить эти процессы путем непосредственных наблюдений невозможно; сроки протекания космических событий так велики, что вся история астрономии в сравнении с их длительностью представляется мгновением. Поэтому космогония из сопоставления одновременно наблюдаемых физических свойств небесных тел устанавливает характерные черты последовательных стадий их развития.
Недостаточность фактических данных приводит к необходимости оформлять результаты космогонических исследований в виде гипотез, т.е. научных предположений, основанных на наблюдениях, теоретических расчетах и основных законах природы. Дальнейшее развитие гипотезы показывает, в какой мере она соответствует законам природы и количественной оценке предсказанных ею фактов.
Выводы космогонии, приводящие к утверждению материального единства Вселенной, закономерности совершающихся в ней процессов и причинной связи всех наблюдаемых явлений имеют глубокий философский смысл и служат обоснованием научного материалистического мировоззрения.
Возникновение и эволюция звезд являются центральной проблемой космогонии.
В наблюдаемой картине строения Галактики осуществляется распределение звезд по их возрастам. Помимо шаровых и рассеянных звездных скоплений, в Галактике имеются особые группы звезд, однородных по своим физическим характеристикам. Они открыты акад. В.А. Амбарцумяном и названы звездными ассоциациями. Звездные ассоциации являются неустойчивыми образованиями, так как составляющие их звезды с большими скоростями разбегаются в различных направлениях. Этим определяется быстрый темп их распада и непродолжительность времени существования, не превышающего нескольких миллионов лет. Поэтому наличие звезд в ассоциации свидетельствует об их недавнем возникновении, поскольку они еще не успели выйти из ассоциации и смешаться с окружающими звездами.
Исследование звездных ассоциаций привело акад. В.А. Амбарцумяна к выводу о том, что звезды Галактики возникли неодновременно, что образование звезд представляет собой незаконченный процесс, продолжающийся и в настоящее время, и что звездные ассоциации являются теми местами Галактики, в которых произошло групповое формирование звезд.
В современной космогонии по вопросу о возникновении звезд существуют две точки зрения: 1) звезды возникают в процессе распада сверхплотных тел, ведущего к уменьшению плотности вещества, и 2) звезды образуются в результате гравитационной конденсации рассеяного вещества, сопровождающейся увеличением его плотности. Однако результаты наблюдений не позволяют в настоящее время отдать предпочтение какой-либо из них.
Согласно гипотезе, предложенной акад. В. А. Амбарцумяном звезды образуются из сверхплотной дозвездной материи, выбрасываемой при взрывах, происходящих в ядрах галактик. Ядра галактик содержат небольшие по размерам тела, на много порядков превосходящие по массе звезды, отличные по своей физической природе от звезд и диффузной материи. Эти сверхплотные тела, по-видимому, представляют собой новую форму материи, неизвестную современной науке. Распад сверхплотных тел — протозвезд приводит в дальнейшем к одновременному образованию звездных групп — ассоциации. Однако В.А. Амбарцумян не рассматривает механизма превращения протозвезд в звездные группы и скопления.
Гипотеза происхождения звезд из диффузной материи была разработана некоторыми американскими учеными и другими астрономамии Сжатие разреженной газово-пылевой среды под действием сил тяготения и магнитного поля Галактики приводит к образованию отдельных сгустков, представляющих собой протозвезды — глобулы. Продолжающееся сжатие протозвезды ведет к повышению давления и температуры веенедрах. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, там начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, сопровождающееся выделением большого количества энергии.
С этого времени сжатие протозвезды прекращается, поскольку гравитационные силы уравновешиваются газовым и световым давлением, сравнительно скоро протозвезда становится звездой главной последовательности диаграммы спектр-светимость. Период формирования звезды из диффузной материи зависит от массы первоначального сгущения и продолжается не более 100 млн. лет.
На главной последовательности звезда проводит большую часть времени своего существования, до тех пор пока не “выгорит” водород в ее центральной части. Для звезды с массой, равной массе Солнца, это время составляет около 10 млрд. лет. Массивные горячие звезды излучают так много энергии, что их водорода хватает только на несколько миллионов лет. В период пребывания на главной последовательности звезда сохраняет почти неизменными радиус, температуру поверхности и светимость.
Когда выгорание водорода в ядре звезды заканчивается, давление изнутри уже не может уравновесить тяготения и ядро звезды начинает сжиматься. Сжатие ядра сопровождается повышением температуры. Возрастающее излучение расширяет оболочку звезды, увеличивает ее светимость. Дальнейшая эволюция звезды зависит от ее массы. Большинство ученых считает, что звезды небольшой массы, сравнимой с солнечной, превращаются в белых карликов.
Эволюция звезды в случае ее возникновения в результате распада сверхплотной протозвезды должна иметь иной характер, поскольку после образования звезды в ее недрах еще сохраняется часть сверхплотного дозвездного вещества. О его наличии может свидетельствовать, например, резкое изменение блеска вспыхивающих неправильных переменных звезд. Процесс вспышки напоминает взрыв и может быть объяснен выносом дозвездного вещества из недр звезды на ее поверхность, сопровождающимся освобождением больших количеств эгергии.
При любом характере эволюции происходит изменение химического состава звезды в результате образования в ее недрах более тяжелых химических элементов.
В процессе своей эволюции звезда непрерывно теряет массу не только за счет излучения, но и путем рассеяния вещества своей атмосферы, что является одним из источников пополнения межзвездной диффузной материи.
