Реферат: Физика и астрономия. Реферат по физике астрономия

Доклад - Расширяющася Вселенная - Астрономия. Физика

Введение.

Идея эволюции всей Вселенной представляется вполнеестественной и даже необходимой сегодня. Однако так было не всегда. Как ивсякая великая научная идея, она прошла сложный путь борьбы и становления, покане восторжествовала в науке. Сегодня эволюция Вселенной является научнымфактом, всесторонне обоснованным многочисленными астрофизическими наблюдениямии имеющими под собой прочный теоретический базис всей физики.

Научнаяфизическая космология может считаться детищем XX века. Только в прошлом веке Альбертом Эйнштейном была созданарелятивистская теория тяготения (общая теория относительности), котораяявляется теоретическим  фундаментом наукио строении Вселенной.

Сдругой стороны, успехи наблюдательной астрономии начала прошлого века –установление природы галактик открытие закона красного смещения Хаббла, а впоследние годы успехи радиоастрономии, новые методы физических исследований,включая методы исследований с помощью космических аппаратов, создалинаблюдательный фундамент космологии.

Началомсовременного этапа развития космологии является работа ученого А.А. Фридмана,выполненные в 1922-1924 г.г. На основе теории Эйнштейна он построилматематические модели движения вещества во всей Вселенной под действием силтяготения. Фридман доказал, что вещество Вселенной не может быть стационарной;она должна либо сжиматься, либо расширяться и, следовательно, плотностьвещества во Вселенной должна либо уменьшаться, либо увеличиваться.

Тактеоретически открыта необходимость глобальной эволюции Вселенной.

1.<span Times New Roman"">    

Любыепопытки построения модели окружающего нас мира начинаются, конечно, сосмысливания наблюдений.

Чтопредставляет собой наблюдаемая нами Вселенная?

Допоследнего времени астрономы могли наблюдать непосредственно лишь светящиесятела, т.е. звезды, светящийся газ, звездные системы.

Всравнительно небольших масштабах звезды распределены в пространстве совершеннонеравномерно. Это стало ясно с того времени, когда поняли, что Млечный Путьявляется гигантским скоплением звезд – Галактикой. По мере того, как силателескопов возрастала и совершенствовались методы астрофизических исследований,выяснилось, что  галактик много, что онираспределены неравномерно, и что общая картина Вселенной представляется совокупностьюотдельных скоплений галактик. Размеры скоплений и количество галактик  в нихбывают весьма различны. Большие скопления содержат тысячи галактик и имеютразмеры в несколько мегапарсек (1пк=3,1*1018см, 1Мпк=106пк).Среднее расстояние между большими скоплениями около 30 Мпк, т.е. примерно в 10раз больше, чем размеры скоплений. Это означает, что средняя плотность каждойструктурной единицы в 100-1000 раз больше, чем та плотность, которая быполучилась, если бы все вещество равномерно «размазать» по всему пространству.Имеются и более крупные сгущения – сверхскопления. Таким образом, в масштабе 30Мпк имеются отдельные структурные единицы, и, следовательно, Вселеннаянеоднородна. Если взять в 10 раз больший масштаб, то в таком кубе, где бы егоне помещать, будет примерно  и то жеколичество скоплений галактик (примерно около 1000), т.е. в большом масштабеВселенная  приблизительно однородна. Покаисследовались скопления галактик с помощью оптических телескопов, мы не оченьхорошо представляли их распределение в пространстве.

Точностьоптических методов определений распределения галактик в пространстве не слишкомвелика и утверждение о том, что мир в среднем однороден, имело точность около10-20%. За последние полвека появились новые методы исследования крупномасштабнойоднородности и изотопии (так называют независимость свойств от направления впространстве) Вселенной. Они связаны в первую очередь с измерением такназываемого реликтового радиоизлучения, приходящего к нам с огромныхрасстояний. Самые точные сегодняшние измерения не обнаружили отклонений винтенсивности такого излучения в разных направлениях на небе с относительнойточностью  в 10-14 / 10-5.Это свидетельствует о том, что свойства Вселенной одинаковы по всемнаправлениям, т.е. что Вселенная изотопна с высокой точностью. Но этинаблюдения свидетельствуют также и о том, что Вселенная с высокой точностьюоднородна. Отклонения в плотности распределения вещества до среднего значения вмасштабах 1000 Мпк не превышает трех процентов, а в больших масштабах этиотклонения еще существенно меньше.

Такимобразом, важнейшей  наблюдаемойособенностью Вселенной является неоднородность, структурность в малом масштабеи однородность в большом масштабе.

Вмасштабах сотни мегапарсек вещество Вселенной можно рассматривать какоднородную непрерывную среду,  «атомами»которой являются галактики, скопления галактик или даже сверхскопления.

В19 веке делались попытки построения так называемых  иерархических моделей Вселенной. Согласнотаким моделям во Вселенной имеется бесконечная последовательность систем всеболее высокого порядка: звезды объединены в галактики, галактики в скопления галактик, скопления образуютсверхскопления и т.д. до бесконечности. Наблюдения опровергают такоепредположение.

Прирассмотрении крупномасштабной структуры Вселенной надо исходить из свойств ееоднородности и изотопии.

2.<span Times New Roman"">    

   Посмотрим, к каким выводам ведет фактоднородного распределения вещества во Вселенной.

Важнейшейсилой, действующей в мире небесных тел, является сила всемирного тяготения.

Закон,управляющий этой силой, был установлен И. Ньютоном в XVIIвеке.

Теориятяготения Ньютона и ньютоновская механика явились величайшим достижениеместествознания. Они позволяют описать с большой точностью обширный кругявлений, в том числе движение естественных и искусственных тел в Солнечнойсистеме, движения в других системах небесных тел: в двойных звездах, в звездныхскоплениях, в галактиках.

Наоснове теории тяготения Ньютона были сделаны предсказания существованиянеизвестной ранее планеты Нептун, предсказания существования  спутника Сириуса и многие другиепредсказания, впоследствии блестяще подтвердившиеся. В настоящее время законНьютона является фундаментом, на основании которого в астрономии  вычисляются движения и строение небесных тел,их эволюция, определяются массы небесных тел. Однако в некоторых случаях, когдаполя тяготения становятся достаточно сильными, а скорости движения в нихприближаются к скорости света, тяготение уже не может быть описано закономНьютона. В этом случае надо пользоваться релятивистской теорией тяготения,созданной А. Эйнштейном в 1916 г.

Необходимостьвыхода за рамки ньютоновской теории тяготения в космологической проблеме былаосознана давно, задолго до создания Эйнштейном новой теории.  Но оказывается, что и  теория тяготения Эйнштейна, и теориятяготения Ньютона обладают одной важной особенностью, которая позволяетвыяснить важнейшее свойство модели Вселенной, не прибегая к сложной теорииЭйнштейна, а пользуясь исключительно теорией Ньютона.

Итак,вернемся к общему важному свойству теорий Эйнштейна и Ньютона.

Делов том, что сферически- симметричная материальная оболочка не создает никакогогравитационного поля во внутренней полости. Покажем это в случае теорииНьютона.

Рассмотримматериальную сферу (рисунок 1).

<div v:shape="_x0000_s1033"> В

                т   

             О

Рис.1Силы тяготения, с которыми площадки А и В притягивают тело т, равны по  величине ипротивоположны по направлению.

Сравнимсилы тяготения, которые тянут тело массы т(находящейся в произвольной точке внутри сферы) в противоположныестороны  А и В. Направление линии АВ, проходящей через т, произвольно. Эти силы создаются веществом, расположенным на участках сферы,вырезанных узкими конусами с одинаковыми углами при вершине. Площади площадок,вырезаемых этими узкими конусами, пропорциональны квадратам высот этих конусов.Значит, площадь  Sa площадки А относитсяк площади Sb площадки В как квадраты расстояний ra иrb от т доповерхности:

Sa / Sb= ra2/rb2          (1)

Нотак как масса считается равномерно распределенной по поверхности сферы, то длямасс площадок получаем то же отношение:

 Мa /Мb= ra2/ rb2       (2)

Теперьможно вычислить отношение сил, с которыми площадки притягивают тело. Сами силызаписываются согласно закону Ньютона следующим образом:

FA= GMa m/ ra2  , FB= GMb m/ rb2   (3)

Ихотношение есть         FA/ FB = Ma ra2/Mb rb2  (4)

 Подставляя в (4) вместо Ma/Mb его значение из(2), находим

 FA/FB =1, FA= FB .           (5)

Следовательно,силы равны по абсолютной величине, направлены в противоположные стороны иуравновешивают друг друга. То же можно повторить и для любых направлений.Значит, все противоположно направленные силы уравновешены и регулирующая сила,действующая на т, равна нулю. Точка,в которой расположено тело т,произвольна. Следовательно, внутри сферы действительно нет сил тяготения.

Теперьобратимся к рассмотрению сил тяготения во Вселенной. В предыдущем пункте быловыяснено, что в больших масштабах распределение вещества во Вселенной можносчитать однородным. Везде рассматриваются только большие масштабы, поэтомувещество считается однородным.

<div v:shape="_x0000_s1043">

A

O

R

Рис.2  Силатяготения, с которой Галактика А, расположенная на поверхности шарапроизвольного радиуса R,притягивается к центру шара О, определяется только суммарной массой веществашара и не зависит от вещества, находящегося вне шара.

Рассмотрим сначала силы тяготения, создаваемые наповерхности этого шара только веществом самого шара, и не будем покарассматривать  все остальное веществоВселенной. Пусть радиус шара выбран не слишком большим, так что поле тяготения,создаваемое веществом шара, относительно слабо и применима теория Ньютона длявычисления силы тяготения. Тогда галактики, находящиеся на граничной сфере,будет притягиваться к центру шара с силой, пропорциональной массе шара М иобратно пропорциональной квадрату его радиуса R.

Теперь вспомним о всем остальном веществе Вселеннойвне шара, и попытаемся учесть силы тяготения, им создаваемые. Для этого будемрассматривать последовательно сферические оболочки все большего и большегорадиуса, охватывающие шар. Но выше мы показали, что сферически-симмертичныеслои вещества никаких гравитационных сил внутри полости не создают.  Следовательно, все этисферически-симметричные оболочки (т.е. все остальное вещество Вселенной) ничегоне добавят к силе притяжение, которое испытывает Галактика А на поверхностишара к его центру О.

Итак, можно вычислить ускорение одной галактики А поотношению к галактике О. Мы приняли О за центр шара, а галактика А находится нарасстоянии   R  от О. Это ускорениеобусловлено тяготением только вещества шара радиусом R. Согласно закону Ньютона оно есть:

A=- (GM/R2).            (6)

Знак минус означает, что ускорениесоответствует  притяжению, а неоттягиванию.

Итак, любые две галактики, находящиеся в однороднойВселенной на расстоянии R,испытывают относительное ускорение (отрицательное) а, даваемое формулой 6. Это и означает, что Вселенная должна бытьнестационарной. Действительно, если бы мы представили, что в некоторый моментвремени галактики покоятся, не движутся и плотность вещества во Вселенной неменяется, то в следующий момент галактики получили бы скорости под действиемвзаимного тяготения всего вещества, так как имеется ускорение тяготения,даваемое формулой 6.

Итак, покой галактик друг относительно другавозможен только лишь на мгновение. В общем же случае галактики должны двигаться– они должны удаляться или сближаться, радиус шара R должен меняться со временем, плотностьвещества должна также изменяться со временем.

Вселенная должна быть нестационарной, ибо в нейдействует тяготение – таков основной вывод теории. Этот вывод был получен А.А. Фридманна основе релятивистской теории тяготения в 1922- 1924 г.г.  Значительно позже, в середине тридцатыхгодов, Э. Мили и В. Маккри обратили внимание на то, что вывод онестационарности однородной Вселенной может быть получен из ньютоновской теориипо схеме, приведенной здесь.

Как конкретно должны двигаться галактики, как должнаменяться плотность, будет ли происходить расширение или сжатие?

Это зависит не только от сил тяготения, управляющихдвижением. Эти силы дают ускорение, а точнее, торможение (знак минус в формуле6), т.е. показывают, как будет меняться скорость со временем. Если задать внекоторый момент покой галактик, то  впоследующие моменты галактики начнут сближаться, Вселенная будет сжиматься.Если задать в начальный момент скорости галактик так, чтобы они удалялись другот друга, то мы получим расширяющуюся модель Вселенной, расширение которойтормозится тяготением. Величину скорости в некоторый момент теория тяготениясама дать не может, ее можно получить из наблюдений.

3.<span Times New Roman"">    

Далекие звездные системы – галактики и их скопленияявляются наибольшими известными астрономам структурными единицами Вселенной.Они наблюдаются с огромных расстояний и именно изучение их движений послужилонаблюдательной основой исследования кинематики Вселенной. Для далеких объектовможно измерить скорость удаления или приближения, пользуясь эффектом Доплера.Напомним, что согласно этому эффекту у приближающегося источника света вседлины волн, измеренные наблюдателем, уменьшены, смещены к фиолетовому концуспектра, а для удаляющегося источника – увеличены, смещены к красному концуспектра. Величина смещения обозначается буквой z иопределяется формулой:

Z =<span Times New Roman"; mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family: Symbol">l

Эта формула справедлива для скоростей v, многоменьшихскорости светас, когда применимамеханика Ньютона. При скоростях, близких к световой, формула усложняется, но мысейчас на этом останавливаться не будем, ибо будем рассматривать скорости,малые по сравнению со световой.

Измеряя смещение спектральных линий в спектрахнебесных тел, астрономы определяют их приближение или удаление, т.е. измеряюткомпоненту скорости, направленную по «лучу зрения». Поэтому скорости,определенные по спектральным измерениям, носят название лучевых скоростей.

Пионером измерения лучевых скоростей у галактик былв начале прошлого века американский астрофизик В.М. Слайфер. В то время еще небыли известны расстояния до галактик и велись ожесточенные споры, находятся лиони внутри нашей звездной системы – Галактики – или далеко за ее пределами.Слайфер обнаружил, что большинство галактик удаляются от нас и скоростиудаления огромны: от 2-3 сотен до 1100 км/с. Приближались к нам тольконесколько галактик. Как выяснилось позже, Солнце движется вокруг центра нашейГалактики со скоростью около 250 км/с и большая часть «скоростей приближения»этих нескольких ближайших галактик связаны именно с тем, что Солнце сейчасдвижется к  этим объектам.

Итак, галактики, согласно Слайферу, удалялись отнас. Линии в их спектрах были смещены к красному концу. Это явление получилоназвание «красного смещения». В двадцатые годы были измерены расстояния догалактик. Это удалось сделать с помощью пульсирующих звезд, меняющих свой блеск– цефеид. 

  Этипеременные звезды обладают замечательной особенностью. Количество света,излучаемое цефеидой, – ее  светимость ипериод изменений светимости вследствие пульсаций тесно связаны. Зная период,можно вычислить светимость. А это позволяет вычислить расстояние до цефеиды. Действительно,измерив  период пульсаций понаблюдениям  изменения блеска, определяемсветимости цефеиды. Затем измеряется видимый блеск звезды. Видимый блеск0обратно пропорционален квадрату расстояния до цефеиды. Сравнение видимогоблеска со светимостью позволяет найти расстояние до цефеиды.

Цефеиды были открыты в других галактиках. Расстояниедо этих цефеид, а значит, и до галактик, в которых они находятся, оказалисьгораздо большими, чем размер нашей собственной Галактики. Тем самым былоокончательно установлено, что галактики – это далекие звездные системы подобныенашей. 

Для установления расстояний до галактик, помимоцефеид, уже в первых работах использовались и другие методы. Одним из такихметодов является использование ярчайших звезд в галактике, как индикаторарасстояний. Ярчайшие звезды, по-видимому, имеют одинаковую светимость и в нашей Галактике и в других галактиках, ипо этой «стандартной» величине можно определять расстояние. Но ярчайшие звездыимеют большую светимость, чем цефеиды, могут быть видны с больших расстояний иявляются, таким образом, более мощным индикатором расстояний.

Расстояния до целого ряда галактик были определеныамериканским астрономом Э. Хабблом.

Сравнение расстояний до галактик со скоростями ихудаления (скорости  были определены ещеСлайфером и другими астрономами и только исправлялись за счет учета движенияСолнца в Галактике) позволило Э. Хабблу установить в 1929 г. Замечательнуюзакономерность: чем дальше галактика, тем больше скорость ее удаления от нас.Оказалось, что существует простая зависимость между скоростью удалениягалактики и расстоянием от неё:

V=HR             (8)

Коэффициент пропорциональности Н называют теперьпостоянной Хаббла.

График зависимости скоростейудаления галактик от их расстояний, на основе которого Хаббл вывел свой закон,представлен на рисунке 3.

С

К

О

Р

О

С

Т

Ь

Км/с

1000

1000<span Times New Roman"">                  

1

2

<div v:shape="_x0000_s1062">

500

  500        

<div v:shape="_x0000_s1061">

<div v:shape="_x0000_s1057">

<div v:shape="_x0000_s1059">

Расстояние, Мпк

Согласно этому графику постоянная Хаббла равнаприблизительно Н ≈ 500 км/(с х Мпк). Со времени этого открытия незримовозросла мощность астрономических исследований, и эти исследования подтвердилиЗакон Хаббла (8) – закон пропорциональности скорости удаления галактик ихрасстоянию. Однако, оказалось, что величина коэффициента пропорциональности Нбыла сильно завышена. Согласно современным оценкам величина Н почти  в десять раз меньше.

Это открытие показывало, что галактики удаляются отнас во все стороны и скорость  этогоудаления прямо пропорциональна расстоянию.

Этот факт вызывает невольно удивление: почему именноот нас, от Галактики происходит разбегание других галактик. Неужели мынаходимся в центре Вселенной?

Этот вывод неправилен.Дело в том, что галактики удаляются не только от нашей Галактики, но и друг отдруга. Если бы мы находились в другой галактике, то видели бы точно такую жекартину разбегания, как и из нашей звездной системы. Чтобы понять это,обратимся к рисунку 4.

Рис.4 Картина удаления галактик, как ее видитнаблюдатель из А и картина удаления галактик, как ее видит наблюдатель из Б.

Пусть мы находимся в галактике А и рассматриваем еекак неподвижную (рис.4 а). Рассмотрим сначала галактики, находящиеся на однойпрямой линии. Галактики В, С,… удаляются от нас направо со все возрастающимискоростями. Галактики D, E,… удаляются  от нас налево.Перейдем из галактики А в галактику В и будем ее считать неподвижной (рис.4,б). Теперь, чтобы определить скорости всех галактик относительно В, надовычесть из скоростей изображенных на рис.4, а, величину скорости галактики В.

Теперь А удаляется от В налево с той же скоростью,что и на рис.4 а, В удалялась направо от А. Галактика  D    удаляется с удвоеннойскоростью и т.д. Удаление же С происходит относительно В с меньшей скоростью,чем относительно А, но она и  ближе к В.В целом картина удаления галактик от В такая же – скорости пропорциональнырасстоянию как и от А. Для простоты мы рассматривали галактики на одной прямойлинии, но легко понять, что и в общем случае вывод остается прежним: с точкизрения наблюдателя в любой галактике картина выглядит так, как будто галактикиразбегаются именно от него.

Действительно, после перехода в галактику В дляполучения картины движения всех остальных галактик по отношению к нейнеобходимо вычесть из скоростей галактик на рис.4, а, векторно скорость галактики В. В результате получим картинурис.4, б.

Вероятно, можно еще проще убедиться в том, чтокартина расширения, связанная с законом Хаббла, представляется одинаковой длянаблюдателя, находящегося в любой точке пространства. Возьмем однородный шар изатем увеличим его размеры вдвое, так, чтобы шар оставался по-прежнемуоднородным. Ясно, что при этом расстояния между любыми парами точек внутри шараувеличиться вдвое, как бы не выбирали эти точки. Значит, при раздувании шара,где бы наблюдатель ни находился внутри него, он будет видеть одинаковую картинуудаления от него всех точек внутри шара. Если взять шар неограниченно большогоразмера, то мы и получим картину, описанную выше, не зависящую от положениянаблюдателя.

4.<span Times New Roman"">    

Как меняется расширение Вселенной с течениемвремени?

Снова, как в пункте 2, выделим мысленно в однородномвеществе Вселенной шар. Будем следить за изменением размеров этого шара,поверхность которого проходит через  однии те же галактики. Расширение управляется законом всемирного тяготения.Ускорение (отрицательное, т.е. замедление), которое испытывают галактики наповерхности шара, описывается формулой (6)

А ═ – GM/R2

Эта формула позволяет вычислить точную зависимостьрадиуса шара от времени. Проследим эту зависимость качественно.

Во-первых, отметим следующую важную особенностьускорения, описанного выше. Выразим массу шара М через плотность веществаρ и объем шара 4/3 πR3, и подставим в формулу для ускорения.В результате получим          

а = -4/3 π G ρ R .            (7)

Это уравнение показывает, что ускорение а прямопропорционально расстоянию. Итак, в настоящий момент времени и скоростиудаления галактик и ускорение (замедление) пропорциональны расстоянию. Но еслипропорциональна расстоянию и скорость и ее изменение, то, значит, в моментывремени следующие за настоящим, также сохранится пропорциональность скоростирасстоянию. Таким образом,  в моделиФридмана всегда скорости разбегания галактик пропорциональны расстоянию, толькокоэффициент пропорциональности меняется с течением времени. Расширениетормозится, и раньше этот коэффициент был больше. Подобным же образом меняетсярасстояние между любыми двумя далекими галактиками во Вселенной. Только в соответствиис тем, больше это расстояние сегодня, чем радиус шара R, или меньше, график должен бытьподобным образом увеличен или уменьшен. Такие графики изображены на рисунке 5.

<img src="/cache/referats/15565/image016.gif" v:shapes="_x0000_s1101">t0– сегодняшниймомент, О – начало расширения

Время

T0

расстояние

В прошлом радиус шара R был меньше. Кривая изогнута всоответствии с тем, что расширение происходит с замедлением силами тяготения.Штриховой линией на рисунке 5 изображены графики для других галактик,расстояние до которых сегодня больше  илименьше, чем радиусR сегодня.Они отличаются от первого графика тем, что вертикальные расстояния умножены илиразделены на одно и то же число. Самой важной особенностью графиков являетсято, что в некоторый момент времени в прошлом все расстояния обращались в нуль.Это был момент начала расширения Вселенной. Как давно это было? Как далекоточка О на рисунке 5 от точки Т0? Ответ зависит от скоростирасширения сегодня (от постоянной Хаббла Н), т.е. от наклона кривой на рисунке5 в сегодняшний момент, и от изогнутости кривой. Последняя определяетсяускорением тяготения, т.е. по формуле 7 определяется плотностью материи воВселенной. Если бы тяготение не замедляло расширение (допустим, плотностьвещества исчезающе мала и замедлением а можно пренебречь), то галактикиразлетались бы по инерции с постоянной скоростью. Вместо искривленных линий мыполучим картину прямых линий рис. 8. В этом случае время, протекшее с началарасширения, определяется только постоянной Хаббла и равно  Т = 1/Н ≈1/75 км/(c*Мпк) = 13* 109 лет. (8)

Возможные неопределенности в значении Н составляют50 км/(c*Мпк)‹ Н ‹ 75 км/(c*Мпк). Это ведет к неопределенности времени  t:

10*109лет ‹  t ‹ 20*109 лет.      (9)

Из-за конечного значения плотности вещества воВселенной имеются силы тяготения, тормозящие расширение и несколько уменьшающиеt (см. пунктирную  кривую на рис. 6).

Рис.6То же, что и нарисунке 6, при исчезающе малой плотности вещества во Вселенной. Для сравненияпунктиром дана кривая, которая на рис.5 была изображена сплошной линией.

К сожалению,величинасредней плотностиВселенной определена не точно. Сравнительно легче учесть вещество, входящее вгалактики. Массы галактик определяются по движению звезд и других светящихсяобъектов в них. Если известны скорости и размеры галактик, то масса вычисляетсяна основе ньютоновской механики и закона тяготения. Зная число галактик,находящихся в единице объема пространства и их массы, можно вычислить среднююплотность материи во Вселенной, входящей в галактики. Плотность этого вещества,усредненная по всему объему, составляет примерно

ρ ≈ 3*10-31г/см3.  Но в пространстве между галактиками можновстретить вещество, которое очень трудно обнаружить, так как оно практически неизлучает и не поглощает свет. Это может быть, например ионизированный газ междугалактиками, слабо светящиеся или потухшие звезды. Наконец во Вселенной можетбыть много нейтрино – частицы, которые очень трудно реагируют с другими веществами,и поэтому их очень трудно обнаружить. Возможно также наличие гравитационных идругих полей, предсказанных теорией Эйнштейна. Есть между галактиками и другиевиды материи. Учесть их все крайне сложно. Наиболее вероятные пределы, вкоторых заключено значение средней плотности всех видов материи, есть 5*10-29г/см3-3*10-31г/см3. При указанной плотности тяготение очень мало влияет наоценку t, приведеннуювыше. Таким образом, момент начала расширения Вселенной отстоит от настоящегомомента на 10-20 миллиардов лет. Любопытно, что возраст Земли, определенный порадиоактивному распаду веществ, равен 5*109 лет. Используя возрастЗемли, советские физики Я.Б. Зельдович и Я.А. Смородинский дали верхний пределплотности для всех трудно наблюдаемых форм материи во Вселенной. Дело в том,что возраст Земли заведомо меньше времени, прошедшего с начала расширения. Аесли так, то максимальная изогнутость кривой на рис. 6 может быть такой, чтоточка начала расширения как раз соответствует возрасту Земли.

 По изогнутостиэтой кривой определяется ускорение тяготения, а по нему из формулы 8 –максимально возможная плотность материи в сегодняшней Вселенной. Этот максимумравен 2*10-28 г/см3.

Интересно сопоставить найденное времяt, прошедшее с началарасширения, с возрастом других объектов во Вселенной. Например, возраст, такназываемых шаровых скоплений в галактике оценивается в 10-14 миллиардов лет.

Мы видим, что и возраст нашей планеты, и,по-видимому, возраст скоплений звезд, лишь немногим меньше t.

Вернемся к закону расширения Вселенной.

Итак, в прошлом, 10-20 миллиардов лет назад, вблизимомента начала расширения плотность вещества во Вселенной была гораздо большесегодняшней. Отдельные галактики, отдельные звезды не могли существовать какизолированные тела. Вся материя находилась в состоянии непрерывнораспределенного вещества. Лишь позже, в ходе расширения, оно распалось наотдельные комки, что привело к образованию отдельных небесных тел.

7. Будущеерасширяющейся Вселенной. Критическая плотность.

Расширение Вселенной протекает с замедлением, длябудущего есть две возможности. Замедление пропорционально плотности вещества воВселенной. С расширением плотность падает, уменьшается замедление. Возможнаситуация, когда при сегодняшней скорости расширения плотность веществадостаточно мала и замедление мало. Тогда расширение будет протекать неограничено.

<div v:shape="_x0000_s1088">

расстояние

расстояние

<img src="/cache/referats/15565/image023.gif" v:shapes="_x0000_s1071"> <img src="/cache/referats/15565/image024.gif" v:shapes="_x0000_s1084">

<div v:shape="_x0000_s1090">

Время

Время

www.ronl.ru

Реферат по астрономии на тему: Физика Звезд Выполнил

Экзаменационный реферат по астрономии

на тему:

Физика Звезд

Выполнил ученик

Зайнутдинов Ф. М.

11 В класса, шк.6.

Проверил:

Калистратова С.С.

г. Бугульма, 2001 год

ВВЕДЕНИЕ Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды? Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звездной Вселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другими вопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, в котором мы живем.

Самые ранние представления людей о нем сохранились в сказках и легендах. Прошли века и тысячелетия, прежде чем возникла и получила глубокое обоснование и развитие наука о Вселенной, раскрывшая нам замечательную простату, удивительный порядок мироздания. Недаром еще в древней Греции ее называли Космосом а это слово первоначально означало «порядок» и «красоту».

Системы мира - это представления о расположении в пространстве и движении Земли, Солнца, Луны, планет, звезд и других небесных тел.

От науки это было очень далеко. Но важно здесь другое. Замечательна и грандиозна сама дерзкая цель - объять мыслью всю Вселенную. Отсюда берет истоки уверенность в том, что человеческий разум способен осмыслить, понять, разгадать ее устройство, создать в своем воображении полную картину мира.

Но уже в древности подозревали о существовании большого числа звезд, невидимых глазом. Демокрит, великий ученый древности, говорил, что белесоватая полоса, протянувшаяся через все небо, которую мы называем Млечным Путем, есть в действительности соединение света множества невидимых по отдельности звезд. Споры о строении Млечного Пути продолжались веками. Решение - в пользу догадки Демокрита - пришло в 1610 году, когда Галилей сообщил о первых открытиях, сделанных на небе с помощью телескопа. Он писал с понятным волнением и гордостью, что теперь удалось «сделать доступными глазу звезды, которые раньше никогда не были видимыми и число которых по меньшей мере в десять раз больше числа звезд, известных издревле».

Но и это великое открытие всё ещё оставляло мир звёзд загадочным. Неужели все они, видимые и невидимые, действительно сосредоточены в тонком сферическом слое вокруг Солнца?

Ещё до открытия Галилея была высказана совершенно неожиданная, по тем временам замечательно смелая мысль. Она принадлежит Джордано Бруно, трагическая судьба которого всем известна. Бруно выдвинул идею о том, что наше Солнце - это одна из звёзд Вселенной. Всего только одна из великого множества, а не центр всей Вселенной. Но тогда и любая другая звезда тоже вполне может обладать своей собственной планетной системой.

Если Коперник указал место Земли отнюдь не в центре мира, то Бруно и Солнце лишил этой привилегии.

Идея Бруно породила немало поразительных следствий. Из неё вытекала оценка расстояний до звёзд. Действительно, Солнце - это звезда, как и другие, но только самая близкая к нам. Поэтому - то оно такое большое и яркое. А на какое расстояние нужно отодвинуть светило, чтобы и оно выглядело так, как, например, Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астроном Гюйгенс (1629 - 1695). Он сравнил блеск этих двух небесных тел, и вот что оказалось: Сириус находится от нас в сотни раз дальше, чем Солнце.

Чтобы лучше представить, сколь велико расстояние до звезды, скажем, что луч света, пролетающий за одну секунду 300 тысяч километров, затрачивает на путешествие от Сириуса к нам несколько лет. Астрономы говорят в этом случае о расстоянии в несколько световых лет. По современным уточненным данным, расстояние до Сириуса - 8,7 световых лет. А расстояние от нас до солнца всего 8 световых минут.

Конечно, разные звезды отличаются друг от друга (это и учтено в современной оценке расстояние до Сириуса). Поэтому определение расстояний до них и сейчас часто остаётся очень трудной, а иногда и просто неразрешимой задачей для астрономов, хотя со времени Гюйгенса придумано для этого немало новых способов.

Замечательная идея Бруно и основанный на ней расчет Гюйгенса стали решительным шагом к овладению тайными Вселенной. Благодаря этому границы наших знаний о мире сильно раздвинулись, они вышли за пределы Солнечной системы и достигли звёзд. 3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают.

Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд).

Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживать ее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет.

Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.

Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью.

Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости ? Оказывается, тут все зависит от массы звезды.

Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени.

В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.

Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран - глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как же могут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?

Ответ состоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами.

Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта - например, Бетельгейзе в Орионе - в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера

Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звезды бывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результате размер самой звез ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыо той нослсдовательности изменений, которая называется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом.

Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в белые карлики.

После чего они просто угасают.

В процессе превращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температура которой на поверхности может достигать 100 000"С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют! ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления - вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что все звезды, входяшие в скопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой.

Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.

Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд.

Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуются, с течением времени не меняется.

Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд - тех самых, тысячи которых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать.

Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облаков, из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет.

Облака, в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.

В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды.

Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.

Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.

Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта. Самое яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений:

его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.

В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.

Эта звезда получила название Мира - чудесная. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.

Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.

Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом она меняется. График изменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром, многочисленные наблюдения переменных звезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специально подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеиной звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположенными рядом.

Графики блеска переменных звеэд показывают, что некоторые звезды мсняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времеии определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия. ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, примерно так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска.

Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии своего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах.

Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.

Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.

Неправильные переменные звезды

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.

Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды. ВСПЫХИВАЮЩИЕ И ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ Вспыхивающие звезды

Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца. Для некоторых звезд - красных карликов - это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масштабов, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.

Двойные звезды

Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точку опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто - двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже болше. Двойные звезды, которые можно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

Открытие двойных звезд

Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими щелями - так называемыми линиями поглощепия. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явление называется эффектом Допплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу.

Измеренне скоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд - это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ. Тесные двойные звезды В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные системы - явление нередкое.

Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В. НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится. Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате протоны превращаются в нейтроны, способные прилегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нйтронная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли. ПУЛЬСАРЫ Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитаюших в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы. РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 - 20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.

В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск. В случае же систем с болшими массами материал устремлется прямо в нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ При вспышках новых звезд выделяется энергия до 105380 Дж. Те звезды, которые неудачно называют новыми на самом деле существуют и до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые вдруг за короткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на много звездных величин, после чего медленно, иногда на протяжении многих лет, возвращаются к своему первоначальному состоянию. При вспышках новых звезд из их атмосфер со скоростью 1000 км/с выбрасываются внешние газовые оболочки массой в тысячи раз меньшей масс Солнца. Ежегодно в галактике вспыхивает не менее 200 новых звезд,но из них мы замечаем лишь 2/3. Установлено, что новые звезды - горячие звезды в тесных двойных системах, где вторая звезда гораздо холоднее первой. Именно двойственность и является в конечном счете причиной вспышки новой звезды. В тесных двойных системах происходит обмен газовым веществом между компонентами. Если на горячую звезду при этом попадает большое количество водорода со второй звезды, это приводит к мощному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышку новой звезды. Трудно, почти невозможно представить себе энергию, выделяющуюся при вспышках, или, точнее, взрывах сверхновых звезд. За несколько месяцев сверхновая звезда излучает в пространство столько же энергии (10 543 0Дж), сколько Солнце за несколько миллиардов лет. Причины взрывов сверхновых звезд достоверно не известны, однако скорее всего они происходят потому, что в процессе излучения со звезды уходит громадное количество нейтронов и она теряет устойчивость. До взрыва ядро сверхновой звезды имеет плотность 10 510 0 кг/м 53 0 и температуру в несколько миллиардов кельвинов. После резкой утечки нейтринов звезда за несколько сотых долей секунды спадает внутрь себя. Ее ядро приобретает плотность 10 517 0 кг/м 53 0 и температуру порядка 200 млрд. кельвинов. В оболочке, окружающей ядро, возникает взрывная реакция выгорания углерода и кислорода. Мощнейшая взрывная волна срывает внешние оболочки звезды, и в этот момент мы видим вспышку сверхновой. Итог вспышки зависит от первоначальной массы звезды. Если до взрыва звезда имела массу от 1,2 до 2 масс Солнца, то после взрыва она превращается в нейтронную звезду. Существование таких объектов было предсказано еще в 1934 г. Они состоят из нейтронов, в которые преобразуются протоны и ядра всех более тяжелых элементов. Поперечники нейтронных звезд так малы (порядка 20 км), что любая из них свободно разместилась бы на территории Москвы. Теоретические расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро вращаться вокруг оси и обладать мощным магнитным полем. В другом случае, когда масса звезды более чем вдвое превышает солнечную массу, в результате взрыва звезда превращается в черную дыру или коллапсар. РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД И ПЛОТНОСТЬ ИХ ВЕЩЕСТВ Рассмотрим на простом примере как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, но светимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в корень квадратный из 120, что приближенно равно 11раз.

Определить размеры других звезд позволяет знание законов излучения. Результаты таких вычислений полностью подтвердились, когда стало возможным измерять угловые диаметра звезд при помощи оптического прибора- звездного интерферометра.

Звезды очень большой светимости называются сверхгигантами. Красные сверхгиганты называются такими и по размерам. Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас VV Цефея настолько велика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно !!! Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всего лишь в 30-40 раз. В результате даже средняя плотность сверхгигантов в тысячи раз меньше чем плотность ком-

натного воздуха.

При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы - десятые доли солнечных, а средние плотности в 10-100 раз выше плотности воды. Еще меньше красных белые карлики - но то уже необычные звезды.

У близкого к нам и яркого Сириуса ( имеющего радиус вдвое больше солнечного ) есть спутник, обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние, орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почти одинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же как Земля. Между тем масса у него почти такая же как и у Солнца. Следовательно белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа такой плотности было объяснено таким образом : обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это "крошево" из частиц может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтральный газ.

теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер.

На примере белых карликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление о строении вещества ; пока такие условия в лаборатории создать невозможно. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений.

Планеты, звёзды, галактики поражают нас удивительным разнообразием своих свойств, сложностью строения. А как устроена вся Вселенная, Вселенная в целом ?

Её главное свойство - однородность. Об этом можно сказать и точнее. Представим себе, что мы мысленно выделили во Вселенной очень большой кубический объем, с ребром в 500 миллионов световых лет. Подсчитаем, сколько в нем галактик. Произведём такие же подсчёты для других, но столь же гигантских объемов, расположенных в различных частях Вселенной. Если все это проделать и сравнить результаты, то окажется, что в каждом из них, где бы их ни брать, содержится одинаковое число галактик. То же самое будет и при подсчёте скоплений или даже ячеек.

Вселенная предстаёт перед нами всюду одинаковой - «сплошной» и однородной. Проще устройства и не придумать. Нужно сказать, что об этом люди уже давно подозревали. Указывая из соображений максимальной простоты устройства на общую однородность мира, замечательный мыслитель Паскаль (1623-1662) говорил, что мир - это круг, центр которого везде, а окружность нигде. Так с помощью наглядного геометрического образа он утверждал однородность мира.

В однородном мире все «места» равноправны и любое из них может претендовать на, что оно - Центр мира. А если так, то, значит, никакого центра мира вовсе не существует.

У Вселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но о нем никогда даже и не догадывались. Вселенная находиться в движении - она расширяется. Расстояние между скоплениями и сверхскоплениями постоянно возрастает. Они как бы разбегаются друг от друга. А сеть ячеистой структуры растягивается.

Во все времена люди предпочитали считать Вселенную вечной и неизменной. Эта точка зрения господствовала вплоть до 20-х годов нашего века. В то время считалось, что она ограничена размерами нашей Галактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика все равно остается все той же, как неизменным остается лес, в котором поколение за поколением сменяются деревья.

Настоящий переворот в науке о Вселенной произвели в 1922 - 1924 годах работы ленинградского математика и физика А. Фридмана. Опираясь на только что созданную тогда А. Эйнштейном общую теорию относительности, он математически доказал, что мир - это не нечто застывшее и неизменное. Как единое целое он живет своей динамической жизнью, изменяется во времени, расширяясь или сжимаясь по строго определённым законам.

Фридман открыл подвижность звёздной Вселенной. Это было теоретическое предсказание, а выбор между расширением и сжатием нужно сделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 - 1929 годах удалось проделать Хабблу, известному уже нам исследователю галактик.

Он обнаружил, что далёкие галактики и целые их коллективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и должно выглядеть, в соответствии с предсказаниями Фридмана, общее расширение Вселенной.

Конечно, это не означает, что галактики разбегаются именно от нас. Иначе мы вернулись бы к старым воззрениям, к докоперниковой картине мира с Землёй в центре. В действительности общее расширение Вселенной происходит так, что все они удаляются друг от друга, и из любого места картина этого разбегания выглядит так, как мы видим её с нашей планеты.

Если Вселенная расширяется, то, значит, в далёком прошлом скопления были ближе друг к другу. Более того: из теории Фридмана следует, что пятнадцать - двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактик ещё не было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности. Это вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такого особого состояния и началось общее расширение, которое привело со временем к образованию Вселенной, какой мы видим и знаем её сейчас.

Общие представления о строении Вселенной складывались на протяжении всей истории астрономии. Однако только в нашем веке смогла появиться современная наука о строении и эволюции Вселенной - космология. ЗАКЛЮЧЕНИЕ Мы знаем строение Вселенной в огромном объеме пространства, для пересечения которого свету требуются миллиарды лет. Но пытливая мысль человека стремится проникнуть дальше. Что лежит за границами наблюдаемой области мира ? Бесконечна ли Вселенная по объему ? И её расширение - почему оно началось и будет ли оно всегда продолжаться в будущем ? А каково происхождение «скрытой» массы ? И наконец, как зародилась разумная жизнь во Вселенной ?

Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей планеты ? Окончательные и полные ответы на эти вопросы пока отсутствуют.

Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания, заставляющая людей задавать всё новые и новые вопросы о мире и настойчиво искать ответы на них. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ Космос: Сборник. “Научно - популярная литература” (Сост. Ю. И. Коптев и С. А. Никитин; Вступ. ст. академика Ю. А. Осипьяна; Оформл. и макет В. Итальянцева; Рис. Е. Азанова, Н. Котляровского, В. Цикоты. - Л.: Дет. лит.,1987. - 223 с., ил.)

И. А. Климишин. “Астрономия наших дней” - М.: «Наука».,1976. - 453 с.

А. Н. Томилин. “Небо Земли. Очерки по истории астрономии” (Научный редактор и автор предисловия доктор физико-математических наук К. Ф. Огородников. Рис. Т. Оболенской и Б. Стародубцева. Л., «Дет. лит.», 1974. - 334 с., ил.)

“Энциклопедический словарь юного астронома” (Сост. Н. П. Ерпылев. - 2-е изд., перераб. и доп. - М.: Педагогика, 1986. - 336с., ил.)

migha.ru

Реферат - Физика и астрономия

ФИЗИКА И АСТРОНОМИЯ

http://www.fizika.ru/

ФИЗИКА

На сайте размещены учебники физики для 7,8 и 9-х классов, сборники

вопросов и задач, тесты, описания лабораторных работ. Учителя могут

найти здесь обзоры учебной литературы, тематические и поурочные

планы, методические разработки. Есть дискуссионный клуб — он открыт

для всех желающих. Этот сайт — отражение многолетней работы нашей

творческой группы под руководством И.В. Кривченко.

http://www.infoline.ru/g23/5495/physics.htm

Физические опыты

Оптика, механика, термодинамика, волны — физические процессы в

анимированном формате. Есть возможность поучаствовать в форуме по

физике и заказать СО-КОМ с полноэкранными версиями

представленной на сайте анимации в формате АУ1.

http://www.chat.ru/~ecalcsys/main.htm

ТОЗ Super Solver

Программа решает задачи по физике (раздел «Электричество») в

общем виде, а также позволяет рассчитывать электрические цепи

постоянного тока тремя методами (законы Кирхгофа, метод контурных

токов, метод узловых потенциалов). Кроме того, программа может

построить потенциальную диаграмму и рассчитать баланс мощности.

http://phisica.boom.ru

Мир физики

Астрономия, гравитация, квантовая физика, космология, механика.

Молекулярная физика, околофизика, парадоксы. Электричество,

ядерная физика, явления и эффекты. Книги и раритеты, а также форум

и чат — физика оп-Ппе.

http://www.planetarium.ru/

Московский планетарий

Московский планетарий приступил к созданию большого и

разнопланового раздела «Астрономическое образование»,

предназначенного для методистов, преподавателей астрономии и

людей, не равнодушных к астрономии.

На сайте отражена история планетария, представлена галерея,

обсерватория, «Звёздный клуб».

http://www.phizik.cjb.net/

Физик представляет

Создатель этого сайта на первом этапе ставит перед собой цель

облегчить подготовку учащихся к экзаменам по физике. Планирование

уроков, билеты, шпаргалки, а также справочники, задачники (учебное

пособие М.Е. Тульчинского, предназначенное для первой ступени

обучения), программы, кроссворды. Коллекция ссылок.

http://schcool.holm.ru/predmeVphisic/

«Школьный мир»

Большая подборка ссылок на различные физические ресурсы сети, в

том числе на популярные вопросы по физике на сайте «Мир в

вопросах».

Автор сайта — В. Гришанов, г. Находка, Приморский край.

http://www.convert-me.com/ru/

Интерактивный калькулятор измерений. Интерактивные калькуляторы

для множества систем измерений, как широко используемых

(метрическая, американская), так и довольно экзотических (японской,

древнегреческой, старорусской). Планируется регулярно добавлять

новые измерения и величины. Эта версия переводчика физических

величин полностью реализована на JavaScript!

http://elect.nm.ru

История исследования электричества.

Рассказ об истории открытия и

изучения этого природного явления. Кроме того, в рамках проекта

собраны краткие рассказы об учёных, посвятивших свою жизнь

исследованию электричества: от У. Гилберта, заложившего основы

учения об электричестве, до X. Лоренца, создавшего современную

электронную теорию. С помощью этого сайта можно получить

начальные представления об истории исследования и начале

практического применения электричества.

http://www.chat.ru/~hologrph/

Лаборатория лазерной голографии Южноуральского госуниверситета

Фотографии и описания функциональных возможностей учебного и

научного оборудования для лабораторных работ по физике.

Демонстрационный комплект по оптике, универсальный комплекс-

практикум по механике и оптике и лабораторный стенд для выполнения

работ по оптике.

http://www.irnet.ru/olezhka2/wnuclear.shtml

Ядерная физика и строение Солнца. Учебник для широкого круга

читателей, в котором максимально доступным языком изложена суть

важнейших разделов этой области знаний. Учебник опубликован на

сайте «Путеводитель в мире науки для школьников» (ноябрь 1999 г).

зарегистрирован в Каталоге детских ресурсов.

www.ronl.ru

Смотрите также

• 
  Реферат на тему недоросль
• 
  Евгений онегин пушкин реферат
• 
  Физика и космос реферат
• 
  Рецензия реферат по истории
• 
  Реферат рецензия по истории
• 
  Реферат на тему огурец
• 
  Медузы реферат 7 класс
• 
  Космос и физика реферат
• 
  Темы рефератов по ксе
• 
  Реферат по прикладной математике
• 
  Религия и язык реферат