Нил Гейман - Звездная пыль. Реферат звездная пыль

Звездные скопления и космическая пыль

Звездные скопления и космическая пыль.

Летней ночью перед рассветом на востоке над горизонтом поднимается маленькая, тесная группа слабых звезд – Плеяды. В народе ее называют Стожары. Обычно в этой группе видно 6 звезд, но зоркий глаз видит от 7 до11 звезд, а в телескоп их можно насчитать там более сотни.

Звезды в Плеядах рассыпаны хаотично, это пример рассеянного звездного скопления. Вокруг яркого Альдебарана, красной звезды, называвшейся в древности Глазом Тельца, находится еще более рассеянная группа звезд – звездное скопление Гиады. Таких звездных скоплений мы знаем около семисот. Число звезд в них редко превышает сотню. Но существуют скопления гораздо большего размера и с несравненно большим числом звезд. Это шаровые скопления. Звезды в них (много сотен тысяч) концентрируются к центру скопления. Занимаемое ими пространство имеет форму шара, отчего они и получили свое название.

Но даже и ближайшее к нам шаровое скопление находится так далеко, что для невооруженного глаза кажется маленьким, еле заметным пятнышком. Только в сильный телескоп звезды, расположенные на краях скопления, видны в отдельности. Если бы среди звезд этого скопления мы поместили Солнце, то в самый сильный телескоп оно было бы на границе видимости, потому что скопление очень далеко от нас и те из звезд в нем, которые различает такой телескоп, гораздо ярче Солнца. Одно из ближайших к нам шаровых звездных скоплений находится в созвездии Геркулеса. В летний вечер, пользуясь звездной картой, вы можете найти его в бинокль. Оно имеет вид как бы размытой туманной звездочки. В обычный телескоп оно видно как большое туманное пятно, и только в сильный телескоп видно, что это скопление множества звезд. К центру скопления они расположены так тесно, что их свет сливается в сплошное пятно.

Поперечники рассеянных скоплений типа Плеяд невелики. Луч света пробегает их от края до края за несколько лет. Поперечники же шаровых скоплений значительно больше, и луч света пробегает их за десятки световых лет. Трудно с определенностью установить границы шарового скопления, они сливаются со звездами окружающего пространства.

Мы знаем более сотни шаровых скоплений, их них даже ближайшие к Солнечной системе отстоят от нас на многие тысячи световых лет.

Шаровые скопления – самые старые образования в нашей звездной системе. Рассеянные скопления имеют разный возраст, но, в общем, они считаются более молодыми системами. Самые молодые из них содержат горячие гигантские звезды и возникли «всего лишь» несколько миллионов лет назад.

Мы видим лишь ближайшие из рассеянных звездных скоплений, отстоящие от нас на сотни, иногда на несколько тысяч световых лет. Все они скучиваются в полосе Млечного Пути. Более далекие из них нам не видны, потому что в слое звезд, образующих Млечный Путь, много облаков космической пыли. Эта пыль ослабляет свет далеких звезд, расположенных за такими облаками. Из-за облаков космической пыли десятки тысяч рассеянных скоплений, которые, вероятно, существуют в нашей звездной системе, остаются для нас неизвестными.

Плеяды целиком погружены в огромное пылевое облако. Яркие звезды этого скопления освещают вокруг себя пыль, как фонарь освещает ночью окружающий туман. На снимках с долгой выдержкой звезды Плеяд даже тонут в окружающем каждую из них светлом тумане – в облаках пыли, освещенных ими самими. Так, пылевые облака, заслоняя свет звезд, представляясь даже в виде темных пятен на сияющем фоне Млечного Пути, выглядят как светлые светлые туманности, когда близко от них есть яркая звезда, способная их осветить. Космическая пыль, как всякая пыль, светит лишь отраженным светом.

Однако космическая пыль очень мелкая. Когда свет проходит через нее, то синие лучи ослабляются сильнее, чем зеленые, зеленые – сильнее, чем желтые, с желтые – сильнее, чем красные. Поэтому на пути к нам через пылевую среду свет звезд не только ослабляется, но становится более желтоватым, даже красноватым. (Из белого света звезд, сильнее поглощаются голубые лучи и остается больше желто-красных лучей.)

Одно из особенно близких и плотных облаков космической пыли видно как черное пятно на фоне Млечного Пути возле яркой звезды Денеб в созвездии Лебедя. Когда-то думали, что черные пятна в Млечном Пути – это дыры, просветы в толще образующих его звезд. Полагали, что в этих местах мы смотрим в зиящуя пустоту мирового пространства. Оказывается, наоборот, здесь перед нами «занавески», иногда скрывающие от нас даже и не очень далекие звездные области.

Космическая пыль представляет для ученых огромную и досадную помеху. Она и искажает цвет звезд, и ослабляет их блеск, а более далекие из них делает совсем невидимыми. Целые области мирового пространства недоступны для оптическиэх наблюдений из-за космической пыли. Ее влияние приходится учитывать, а для этого нужно кропотливо, шаг за шагом изучать, сколько и где космической пыли расположено по каждому направлению.

В малой доле космическая пыль происходит от столкновения и разрушения мелких твердых тел, но в своей основной массе она возникает, вероятно, вследствие сгущения межзвездного газа, о котором мы теперь и расскажем.

Газовые туманности и межзвездный газ.

Безвоздушность, «пустота» межзвездного пространства относительна. Это пространство заполнено не только полями тяготения, магнитными полями, лучами света и тепла, несущими энергию. Там носятся мельчайшие пылинки, молекулы и атомы газа. Этот невидимый газ был обнаружен по линиям поглощения в спектрах звезд. Ведь на большом протяжении даже такой разреженный газ поглощает определенные лучи из света звезд, который его пронизывает. Возникновение радиоастрономии позволило ученым обнаружить этот невидимый газ и изучать его движение по тем радиоволнам, которые он излучает.

Радиотелескопы «прощупывают» облака межзвездного газа на таких далеких от нас расстояниях, где и обычные телескопы звезды уже не видны вследствие поглощения их света межзвездной пылью. Для радиоволн эта пыль почти прозрачна. Для них прозрачны и облака, через которые мы не видим звездного неба. Для радиоастрономов погода всегда ясная.

Посмотрите в ясную безлунную зимнюю ночь на прекрасное созвездие Ориона, блещущее в южной стороне неба. Под тремя яркими звездами пояса этого мифического охотника найдите три слабые звездочки, образующие короткую вертикальную линию – меч Ориона. Вокруг средней из них в бинокль видно слабое туманное мерцание. Это знаменитая газово-пылевая диффузная (бесформенная) туманность Ориона. Она представляет собой громадное облако газа и пыли, в которое погружено много звезд.

Только фотография способна выявить всю красоту и всю сложность структуры этого газа, охваченного медленными вихревыми движениями. Из газа, содержащегося в этой светлой газовой туманности (к которой примешана и пыль), можно было бы «изготовить» сотни солнц. Да они и в самом деле, наверно, где-то возникают из газа. Своим возникновением они обязаны силе всемирного тяготения, которое конденсирует разреженный газ в уплотненные газовые шары – звезды. Но образовавшиеся из газа звезды светятся уже сами, за счет содержащихся в их недрах источников энергии, которая выделяется в результате атомных превращений. Газовые же туманности светятся лишь тогда, когда в них или поблизости есть очень горячие голубоватые звезды. Их мощное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение заставляет газ светиться. Это свечение газа несколько сходно с тем, какое происходит в трубках с разреженным газом, через который пропускают электрический разряд. Если нет поблизости горячей звезды, то и облако газа остается невидимым.

Газовые туманности, как и звезды, в основном состоят из водорода. Кроме него в них есть другие легкие газы – гелий, азот, кислород – и частицы более тяжелых химических элементов.

Лучшие насосы, откачивающие воздух в земных лабораториях, не могут создать такого вакуума, такого разреженного газа, какой существует в газовых туманностях. Различие в плотности газа в туманности и в лучших земных вакуумах такое же, как в плотности свинца и земного вакуума. Свечение газов в туманности мы видим потому, что толща ее громадна: от одного края газовой туманности до другого свет идет несколько лет, а общая масса туманности обычно составляет десятки, сотни, а иногда и десятки тысяч масс Солнца.

Какие красивые и причудливые формы принимают газовые туманности! Какие нежнейшие рисунки и сплетения образуют из волокна! В созвездии Лебедя находятся туманности, прозванные за свой вид: Пеликан, Северная Америка, Рыбачья Сеть. В созвездии Единорога есть туманность Розетка.

Наряду с большими клочковатыми, размытыми или волокнистыми диффузными существуют туманности очень маленькие, правильной округлой формы - планетарные. Их назвали так за внешнее сходство с дисками планет (так выглядят самые далекие планеты в телескоп).

В центре каждой планетарной туманности есть очень слабенькая звездочка – ядро. Это самые горячие из звезд. Их температура доходит до 100к К (1 кК = 1000 К) и более, а излучение заставляет светиться планетарную туманность. Планетарные туманности – недолговечные образования и могут быть видимы лишь около 10 тыс. лет. Они медленно, со скоростью нескольких километров в секунду, расширяются в пространстве и со временем рассеиваются. Несомненно, такие туманности образуются за счет газов, выделяемых звездой, но не с такой бешенной скоростью, как это бывает у новых звезд, сбрасывающих свой оболочки.

Масса планетарных туманностей очень мала – она составляет всего лишь десятые или даже сотые доли массы Солнца. Химический состав их такой же, как у диффузных туманностей и у звездных атмосфер.

У планетарных туманностей наблюдаются интересные формы. Многие из них кольцеобразны, как, например, туманность в созвездии Лиры. Есть туманности, которые за их форму названы Совой, Сатурном, Гимнастической Гирей. Всего планетарных туманностей известно уже свыше 1000.

Газ, собранный в облаке – туманности, как светящийся, так и несветящийся, концентрируется в полосе Млечного Пути, где имеется и много рассеянных звездных скоплений. Откуда берется в мировом пространстве много газа?

Часть его может являться остатком тех газов, из которых когда-то возникли звезды. Вероятно, они возникают из него и сейчас. Например, наблюдался случай, когда в маленькой туманности появилась очень слабая звездочка, которой раньше там никогда не видели.

Но часть газа, как это показал автор данной статьи, возникает и теперь. Ведь мы видим, что в мировое пространство все время рассеивается газ, выброшенный новыми и сверхновыми звездами, ядрами планетарных туманностей и даже обычными звездами. Подсчет показывает, что этого газа ежегодно поступает из звезд в окружающее их пространство очень много.

Источник: Детская энциклопедия

Том 2

«Мир небесных тел. Числа и фигуры.»

Муниципально-образовательное учреждение гимназия №13

Звездные скопления и космическая пыль

Реферат по астрономии

Ученицы 11 «В» класса

Тимошенко Окасны

г. Одинцово 2006 г.

www.yurii.ru

Реферат Рождение звезд

СШ №78

РЕФЕРАТ

по теме: «РОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД».

Выполнил: Плотников С.С.

Проверил:

г. Хабаровск,

1998 г.

Содержание:

Основные звездные характеристики 2

Светимость и расстояние до звезд 2

Спектры звезд и их химический состав 2

Температура и масса звезд 3

Связь основных звездных величин 4

Звезды рождаются 4

Межзвездный газ 4

Межзвездная пыль 4

Разнообразие физических условий 4

Почему должны рождаться новые звезды? 5

Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд 5

Звездные ассоциации 6

Кратко о всем процессе рождения 6

Список использованной литературы: 6

Основные звездные характеристики

Светимость и расстояние до звезд

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

Спектры звезд и их химический состав

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомов одорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V"). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации.

Температура и масса звезд

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:

- постоянная Больцмана

Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно будет равна

( * ), где R - радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

, здесь М1 и М2 - массы компонент системы, G - постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.

В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Связь основных звездных величин

Итак, современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется простой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, давно уже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически одно и то же,- цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рассел.

Звезды рождаются

М ежзвездный газ

Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого почти всеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду только межзвездный газ. но имеется и другая компонента. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос о прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзведное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что поглощение света обусловленно межзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Разнообразие физических условий

Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда между облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на кубический сантиметр. имеются, наконец, огромные области, где распространяются ударные волны от взрывов звезд.

Наряду с отдельными облаками как ионизированного так и неионизированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своим размерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название "газово-пылевых комплексов". Для нас самым существенным является то, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды.

Почему должны рождаться новые звезды?

Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике очень велико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительной степени интуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде с важнейшим процессом образования звезд из "диффузной" сравнительно разряженной газово-пылевой среды. Какие же основания существуют для предположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессом звездообразоания? Прежде всего следует подчеркнуть, что уже по крайней мере с сороковых годов нашего столетия астрономам ясно, что звезды в Галактике должны непрерывно (то есть буквально "на наших глазах") образовываться из какой-то качественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 году было установлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрах звезд термоядерный синтез. Грубо говоря, подавляющие большинство звезд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Так как масса одного протона (в атомных единицах) равна 1,0081, а масса ядра гелия (альфа-частицы) равна 4,0039, то избыток массы, равный 0,007 атомной единицы на протон, должен выделиться как энергия. Тем самым определяется запас ядерной энергии в звезде, которая постоянно тратится на излучение. В самом благоприятном случае чисто водородной звезды запаса ядерной энергии хватит не более, чем на 100 миллионов лет, в то время как в реальных условиях эволюции время жизни звезды оказывается на порядок меньше этой явно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет - ничтожный срок для эволюции нашей Галактики, возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардов лет. Возраст массивных звезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле! Значит звезды (по крайней мере, массивные с высокой светимостью) никак не могут быть в Галактике "изначально", то есть с момента ее образования. Оказывается, что ежегодно в Галактике "умирает" по меньшей мере одна звезда. Значит, для того, чтобы "звездное племя" не "выродилось", необходимо, чтобы столько же звезд в среднем образовывалось в нашей Галактике каждый год. Для того, чтобы в течении длительного времени (исчисляемыми миллиардами лет) Галактика сохраняла бы неизменными свои основные особенности (например, распределение звезд по классам, или, что практически одно и тоже, по спектральным классам), необходимо, чтобы в ней автоматически поддерживалось динамическое равновесие между рождающимися и "гибнущими" звездами. В этом отношении Галактика похожа на первобытный лес, состоящий из деревьев различных видов и возрастов, причем возраст деревьев гораздо меньше возраста леса. Имеется, правда, одно важное различие между Галактикой и лесом. В Галактике время жизни звезд с массой меньше солнечной превышает ее возраст. Поэтому следует ожидать постепенного увеличения числа звезд со сравнительно небольшой массой, так как они пока еще "не успели" умереть, а рождаться продолжают. Но для более массивных звезд упомянутое выше динамическое равновесие неизбежно должно выполняться.

Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд

Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и "сверхмолодые" звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, то есть отклонения от строгой однородности. в дальнейшем, однако, если массы этих конденсаций превосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся в звезды.

Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения. Так, к примеру, облако с массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет.

В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется "стадией свободного падения", освобождается определенное количество гравитационной энергии. Половина освободившейся при сжатии облака энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.

Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей , после того как процесс диссоциации молекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда.

Таким образом, из простых законов физики следует ожидать, что может иметь место единственный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексов сначала в протозвезды, а потом и в звезды. Однако возможность - это еще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательной астрономии является, во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды и проанализировать, способны ли они сжиматься под действием собственной гравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуру. Во-вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу "генетической близости облаков и звезд (например, тонкие детали их химического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков и прочее). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимые свидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд (например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного падения). Кроме того, здесь могут наблюдаться, и, по-видимому, наблюдаются совершенно неожиданные явления. Наконец, следует детально изучать протозвезды. Но для этого прежде всего надо уметь отличать их от "нормальных" звезд.

Звездные ассоциации

Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаков межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются в отдельные обширные скопления, которые позже получили название "ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами. Таким образом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звезды рождаются не поодиночке, а как бы гнездами, что качественно согласуется с представлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из других примечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой среды.

Процесс рождения звезд, как правило, не заметен, потому что скрыт от нас пеленой поглощающей свет космической пыли. Только радиоастромония, как можно теперь с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение в проблему изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощает радиоволны. Во- вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданные явления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды, которые имеют прямое отношение к процессу звездообразования.

Кратко о всем процессе рождения

Мы довольно подробно рассматривали вопрос о конденсации в протозвезды плотных холодных молекулярных облаков, на которые из-за гравитационной неустойчивости распадается газово-пылевой комплекс межзвездной среды. Здесь важно еще раз подчеркнуть, что этот процесс является закономерным, то есть неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды неизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные, сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственная сила тяжести не может сжать облака - для этого они недостаточно плотны и велики. Но тут "вступает в игру" межзвездное магнитное поле. В системе силовых линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие "ямы", куда "стекаются" облака межзвездной среды. Это приводит к образованию огромных газово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуется слой холодного газа, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение звезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и "термостатируют" его при очень низкой температуре - порядка 5-10 градусов Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлению окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно выше и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины около одного парсека, начнет "фрагментировать" на отдельные, еще более плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.

Когда существенная часть массы газа превратиться в звезды, межзвездное магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звезды и молодые протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости.

Список использованной литературы:

1. И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть

2. П. И. Бакулин. Курс общей астрономии

3. Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной

Реферат Основные звездные характеристики. Рождение звезд Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков.

Реферат Эволюция звезд Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялось большой загадкой ; современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе.

Реферат Происхождение Солнечной системы Вот уже два века проблема происхождения Солнечной системы волнует выдающихся мыслителей нашей планеты. Этой проблемой занимались, начиная от философа Канта и математика Лапласа, плеяда астрономов и физиков XIX и XX столетий. И все же мы до сих пор довольно далеки от решения этой проблемы. Но за последние три десятилетия прояснился вопрос о путях эволюции звезд.

Реферат Сверхновые звезды Величественный покой усыпанного звездами ночного неба всегда производил глубокое впечатление на человека.

Контрольная: Строение и эволюция звезд и планет Потребовалось тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения.

Контрольная: Создание Вселенной или большой взрыв Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков.

Реферат Галактики Наступило время для того, когда, выражаясь языком поэта, «как будто не все пересчитаны звезды, как будто наш мир не открыт до конца»? Просто самая древняя из наук прошла через свою непомерно затянувшуюся юность и вступила в зрелый период. Тысячелетиями человечество обращало свои взгляды на окружающий мир, и стремилось вырваться за пределы окружающего его мира.

Реферат Звезды, меняющие светимость Сверхновые звезды – самые яркие из тех, которые появляются в небе в результате звездных вспышек. Астрофизики подсчитали, что с периодом в 10 млн. лет сверхновые звезды вспыхивают в Нашей Галактике, в непосредственной близости от Солнца. Дозы космического излучения при этом могут превышать допустимые для Земли в 7 тыс. раз! Это чревато серьезнейшими мутациями живых существ на нашей планете.

Реферат Исследование космоса ВСЕЛЕННАЯ - извечная загадка бытия, манящая тайна навсегда. Ибо нет конца у познания. Есть лишь непрерывное преодоление границ неведомого. Но как только сделан этот шаг – открываются новые горизонты. А за ними – новые тайны. Так было, и так будет всегда. Особенно в познании Космоса. Слово «космос» происходит от греческого “kosmos”, синонима астрономического определения Вселенной.

Реферат Туманности Для людей далекого прошлого Вселенная была если и не всегда безопасным, но и все же устойчивым миром, созданным, казалось бы, единственно для удобства рода человеческого. Едва ли человек тогда сомневался, что его обитель - Земля - занимает главенствующее, центральное положение, тогда как Солнце оправдывает свое существование, снабжая человечество светом и теплом.

nreferat.ru

Нил Гейман - Звездная пыль

Нил Гейман

Звездная пыль

Посвящается Джин и Розмари Волф

Поймай рукой метеорит,Сорви мне папоротник-цвет,Найди след чертовых копытИ место всех ушедших лет.Учи внимать русалок пеньюИ от завистников терпенью.И есть ли слухОт злых старухЧтоб укреплял высокий дух?

Когда провидцем ты рожден,Что видит скрытый смысл вещей,Скачи за дальний небосклонИ проплыви все сто морей,Вернись, и расскажи мне честноВсе тайны, что тебе известны,Но там и тутНапрасен трудИскать красавиц, что не лгут.

Скажи мне, если из людейТакую кто-нибудь найдет,Но нет, не поспешу я к ней,Пусть в двух шагах она живет.Уж такова красавиц суть —Она сумеет обманутьПока в пути,Как ни крути,Двух-трех успеет провести[1].

Глава первая,

в которой мы узнаем о селении под названием Застенье и о загадочном событии, которое происходит там каждые девять лет

Жил на свете молодой человек, который хотел обрести Мечту своего сердца.

Это не совсем обычный роман, как можно решить из первых строк (ведь на самом деле все истории о молодых людях, какие только жили или живут на свете, обречены начинаться совершенно одинаково). В нашем молодом человеке и в том, что с ним произошло, было много необыкновенного – так много, что всего целиком не знал даже он сам.

Эта история – как и многие ей подобные – началась в Застенье.

Селение под названием Застенье и сейчас, как шестьсот лет назад, стоит на гранитном выступе посреди лесной чащи. Дома в Застенье старые, похожие на кубики серого камня, крытые темными шиферными крышами. Стараясь использовать каждый дюйм гранита, строения лепятся одно к другому; то тут, то там к стене жмется деревце или кустик.

Из Застенья ведет всего одна дорога – извилистая тропа через лес, с двух сторон окаймленная отдельными валунами и камнями помельче. Она идет далеко на юг и за лесом становится настоящей дорогой, покрытой асфальтом. Чем дальше, тем она делается шире; по ней круглые сутки из города в город снуют автомобили. В конце концов дорога приводит в Лондон – но от Застенья до Лондона целая ночь езды.

Жители Застенья по большей части народ немногословный. Они делятся на коренных застенцев – таких же твердых и бледных, как гранит, на котором построено их селение, – и остальных, сравнительно недавно нашедших в Застенье пристанище для себя и своих потомков.

С запада Застенье окружено густым лесом, на юге есть озеро, обманчиво тихое на вид, которое подпитывается горными ручьями, стекающими с холмов к северу от деревни. На пастбищах в холмах пасутся овцы. А к востоку – вновь сплошной лес.

С этого самого востока Застенье отгорожено серой каменной стеной, от которой и происходит название селения. Стена очень старая, сложена из крупных, грубо обработанных глыб гранита; она начинается в лесу и, пройдя по краю деревни, снова уходит в лес.

В стене есть одно-единственное отверстие. Брешь футов шести в ширину находится на северо-востоке Застенья.

Сквозь брешь можно разглядеть широкий зеленый луг. За лугом – ручей, а на дальнем его берегу встают высокие деревья. Время от времени меж стволами мелькают какие-то тени, смутные фигуры. Большие странные существа и совсем маленькие мерцающие создания, которые исчезают, едва блеснув мгновенной вспышкой. Хотя луг выглядит просто великолепно, никому из селян и в голову не придет пасти скот на траве по ту сторону стены. Как, впрочем, и пустить луг под посевы.

Вместо этого они регулярно – в течение нескольких сотен, а то и тысяч лет – выставляют стражу по краям бреши, после чего изо всех сил стараются выбросить из головы самую мысль о землях за стеной.

И по сей день местные жители круглые сутки по двое охраняют брешь, сменяя караулы каждые восемь часов. Караульные вооружены тяжелыми деревянными дубинками; стоят они, конечно же, со стороны деревни.

Основная их задача – не пропускать на ту сторону деревенских детишек. Иногда им приходится отгонять от бреши случайных бродяг или какого-нибудь любопытного приезжего.

Чтобы отпугнуть детей, достаточно погрозить дубинкой. Отвадить взрослых посетителей сложнее, и стражникам приходится проявлять больше изобретательности, пуская в ход физическую силу как последнее средство, если не срабатывают истории о свежепосаженной траве, которую нельзя топтать, или о страшном быке, сорвавшемся с привязи.

Очень редко в Застенье появляется кто-нибудь знающий, что именно он хочет найти. Таких гостей стража незамедлительно пропускает на ту сторону. Их отличают по особенному взгляду – кто единожды видел его, тот не перепутает.

На протяжении всего двадцатого века никому, по мнению местных жителей, не удавалось пробраться за стену – и они этим очень гордятся.

Застенцы снимают стражу только раз в девять лет, на Майский праздник, когда на лугу за стеной открывается ярмарка.

События, о которых я расскажу, произошли много лет назад. Тогда Англией правила королева Виктория, еще не успевшая стать черной виндзорской вдовой: в то время она отличалась прекрасным цветом лица и необычайной легкостью походки, и лорду Мельбурну частенько приходилось упрекать юную королеву за легкомыслие. Она была не замужем, хотя уже очень влюблена.

Мистер Чарльз Диккенс выпускал по частям свой новый роман «Оливер Твист»; мистер Дрейпер только что сделал первый снимок Луны, запечатлев ее бледный лик на фотобумаге; мистер Морзе недавно заявил, что изобрел способ передавать послания по металлическим проводам.

Если бы вы упомянули при ком-нибудь из этих джентльменов о Волшебной Стране, они бы только презрительно усмехнулись. Кроме разве что мистера Диккенса, который в то время был молод и еще не носил бороды. Тот, пожалуй, взглянул бы на вас грустно и задумчиво.

Той весной на Британские острова прибыло немало странных людей. Они приплывали поодиночке и парами, высаживались на берег в Дувре, Лондоне или Ливерпуле: мужчины и женщины, говорившие на разных языках, одни – с кожей цвета белой бумаги, другие – с кожей цвета корицы, третьи вовсе темные, как камень вулкана. Они прибывали беспрерывно на протяжении апреля и неизменно отправлялись в одну и ту же сторону – на паровозах или на лошадях, в повозках и двуколках, а некоторые путешествовали пешком.

Дунстану Тёрну в то время исполнилось восемнадцать лет. У него были коричневые, как ореховая скорлупа, волосы, такие же глаза и такие же коричневые веснушки. Роста он был немногим выше среднего, разговорчивостью не отличался. Улыбался он приятно – улыбка как будто освещала его лицо изнутри. Иногда – чаще всего на отцовском лугу – он предавался мечтам, и мечты его сводились к тому, чтобы уехать подальше из Застенья, от всего тутошнего непредсказуемого волшебства, и осесть где-нибудь в Лондоне, или Эдинбурге, или в Дублине – в общем, в любом большом городе, где ничего не зависит от направления ветра. Дунстан работал на ферме отца, и не было у него никакого богатства, кроме маленького домика на дальнем поле, который подарили ему родители.

Понаехавшие в Застенье в апреле на ярмарку посетители Дунстана раздражали. Трактир мистера Бромиоса, «Седьмая сорока», обычно пустовал целыми днями – а тут весь оказался забит чужеземцами. Все до одной тамошние комнаты были заняты за неделю до ярмарки, и новые гости начали снимать жилье на фермах и в частных домах, расплачиваясь за проживание странными монетами, травами, пряностями и даже драгоценными камнями.

По мере приближения ярмарочного дня гости делались все шумней и нетерпеливее. Они просыпались на рассвете, считали дни, часы и минуты. Стражи у бреши тоже нервничали – на дальнем краю луга среди деревьев мелькали тени и странные фигуры.

В «Седьмой сороке» девица Бриджет Комфри, которую в округе считали самой красивой служанкой на памяти застенцев, сделалась причиной разногласий между Томми Форестером, с которым Бриджет гуляла уже целый год, и высоким темноглазым человеком с лопочущей обезьянкой на плече. Этот верзила почти не говорил по-английски, однако всякий раз при виде Бриджет многозначительно улыбался.

В питейном зале трактира постоянные клиенты не без опаски подсаживались к гостям и вели примерно такие беседы:

– Да-да, каждые девять лет…

– Говорят, что в прежние времена это случалось раз в год, на летнее солнцестояние…

– Вы мистера Бромиоса спросите. Уж он-то знает.

Мистер Бромиос был высоким зеленоглазым брюнетом с вьющимися волосами и оливковой кожей. Все местные девочки, делаясь девушками, неизменно обращали внимание на мистера Бромиоса – но он не отвечал им взаимностью. Говорили, что некогда он сам явился в деревню в числе ярмарочных гостей. А потом решил остаться в Застенье навсегда, и его вино так понравилось тутошним жителям, что они не имели ничего против.

ПОНРАВИЛАСЬ КНИГА?

СКИДКА ДО 25% ТОЛЬКО СЕГОДНЯ!

www.libfox.ru

Смотрите также

• 
  Реферат замки луары
• 
  Реферат жак деррида
• 
  Реферат достопримечательности владивостока
• 
  Реферат газета известия
• 
  Регенеративные теплообменники реферат
• 
  Пәйгамбәрләр тарихы реферат
• 
  Психофизиология научения реферат
• 
  Профессия секретарь реферат
• 
  Праздники канады реферат
• 
  Потенциометрические датчики реферат
• 
  Постреляционная субд реферат