Реферат - Измерение количественныъ и качественных характеристик звезд

Для скачивания реферата Измерение количественныъ и качественных характеристик звезд введите число указаное ниже и нажмите "Скачать реферат"

134

Текст реферата:
страница 1
ИЗМЕРЕНИЕ
КОЛИЧЕСТВЕННЫХ
И
КАЧЕСТВЕННЫХ
ХАРАКТЕРИСТИК ЗВЕЗД

Автор: Поваляев Иван
11 класс «а», школа № 865
1. Приборы, с помощью которых ведется наблюдение.
1. Оптические телескопы.
Невооруженным глазом на небе можно наблюдать около 6000 звезд до 6-ой звездной величины; с помощью телескопов около 2 миллиардов до 21-ой звездной величины.
Таблица 1: Число ярче данной звездной величины
Предельная звездная величина
число звезд
Предельная звездная величина
число звезд
6,0
4 850
13,0
5 700 000
7,0
14 300
15,0
32 000 000
8,0
41 000
17,0
150 000 000
9,0
117 000
19,0
560 000 000
10,0
324 000
21,0
2 000 000 000
11,0
870 000
—————
——————
График 1: Число звезд данной звездной величины
Наибольшее количество обнаруженных звезд приходится на 15-17 звездную величину (см. график). Как было подсчитано вблизи нас на одну звезду приходится в среднем объем около 357 кубических световых лет и среднее расстояние между звездами составляет порядка 9,5 световых лет. Большинство звезд составляют карлики 14-15 абсолютной звездной величины и со светимостью 0,01 светимости Солнца.
Оптический телескоп был первым из появившихся приборов для наблюдения за звездами (изобретен примерно в 17 веке Галилеем) существует 3 типа оптических телескопов: рефракторы (линзовые), рефлекторы (зеркальные) и комбинированные зеркально-линзовые системы. В настоящее время глазами в телескоп естественно никто не смотрит, а используют фотопластинки, которые в дальнейшем исследуют с помощью различных приспособлений.
1. Другие приборы.
Также в астрономии используются приборы, позволяющие разложить свет на спектр (спектрограф), измерить яркость звезды (фотометры) и измерить тепло, приходящее от звезды (термоэлементы). Создание таких приборов требует большой точности, которая стала возможна только при современном уровне развития науки.
Естественно, что в наблюдении с помощью любых приборов очень большое влияние могут оказать помехи, создаваемые Землей: ее атмосферой, магнитным полем, шумами, вызванными человеческой деятельностью. Поэтому обсерватории и станции наблюдения располагают в горах, далеко от больших городов, а с развитием космонавтики выводят на околоземную орбиту, что довольно дорого, но позволяет почти полностью исключить воздействие атмосферы на показания приборов.
1. Спектры звезд, цель и методы их изучения, информация, содержащаяся в спектрах.
1. Типы спектров.
Современная наука выделяет 3 вида спектров: сплошной (непрерывный) спектр, линейчатый спектр (спектр излучения или поглощения) и полосатый спектр. Изучая спектры звезд можно выяснить химический состав короны звезды (и следовательно, ее температуру), а также скорость движения звезды относительно солнечной системы и скорость вращения ее вокруг своей оси. Согласно спектрам звезды делятся на спектральные классы.
Таблица 2: Спектральные классы звезд.
Спектральный класс
Цвет
Температура короны в K
Вещества, линии которых в данном классе достигают своей наибольшей интенсивности
Типичные яркие звезды
О5
Голубоватый
30 000
Ионизированный гелий
——————
В0
Белый
20 000
Гелий
b Ю. Креста
А0
Белый
10 000
Водород
Сириус, Вега
F0
Желтоватый
8 000
Ионизированные металлы
Канопус
G0
Желтый
6 000
Нейтральные металлы
Солнце
К0
Оранжевый
4 500
Присутствуют слабые полосы окиси титана
Арктур
М0
Красный
3 000
Сильные полосы окиси титана главенствуют
Антарес
1. Химический состав звезд.
Химический состав ядра звезды с помощью спектрального анализа определить невозможно; можно только предполагать, исходя из теоретических расчетов. Химический состав атмосфер звезд и Солнца в основном почти одинаков и близок к химическому составу земной коры, за исключением того, что на Земле нет заметных количеств водорода и гелия (см. таблицу).
Таблица 3: сравнительное изобилие х. э. в атмосферах звезд, земной коре и каменных метеоритах.
Элемент
Звезды
Солнце
Земная кора
Каменные метеориты
Водород
11,4
11,5
8,3
6,9
Гелий
10,2
10,2
0
0
Углерод
6,4
7,4
6,3
6,1
Кислород
8,0
9,0
8,5
8,4
Натрий
7,1
7,2
7,3
6,4
Магний
7,5
7,8
7,2
7,7
Алюминий
6,9
6,4
7,8
6,8
Кремний
7,5
7,3
8,2
7,8
Железо
6,7
7,2
7,2
7,6
Примечание: в таблице дан lg. среднего числа атомов в столбе атмосферы сечением 1 см2 для звезд и солнца по сравнению с такими же, но относительными данными для Земли и метеоритов.
В химическом составе некоторых звезд возможны некоторые отклонения от средней нормы. Так, есть звезды, несколько более богатые неоном или стронцием, в некоторых холодных звездах встречается аномально много изотопа углерода 13.
Рисунок 1: определение расстояния методом параллакса.
1. расстояния до звезд.
1. Метод паралласкса.
Метод параллакса является на данный момент наиболее точным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пс. Метод параллакса заключается в измерении с высокой точностью углов a и b и на основе их, а также зная смещение Земли за полгода (2 а.е.) возможно определить расстояние из тригонометрии.
1. По диаграмме Герцшпрунга - Рессела.
Если знать светимость звезды и ее видимый блеск, то расстояние до нее находится по формуле lg.(D)=(m-M+7,5)/5, где D - расстояние в световых го дах, M - абсолютная звездная величина (видимый блеск звезды, если бы она находилась на расстоянии 10 пс), m - видимая звездная величина. Как выяснили ученые, спектры звезд являются хорошими указателями светимости, а следовательно, и расстояния до них.
График 2: диаграмма спектр-светимость (Герцшпрунга - Рессела)
Зная расстояния до некоторого числа звезд, вычисленные методом параллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектром тех же звезд, (см. диаграмму спектр-светимость). Из диаграммы видно, что каждому определенному подклассу звезд (например A1) соответствует определенная светимость, таким образом, достаточно точно определить спектральный класс и можно выяснить ее светимость, а следовательно, и расстояние. Иногда определенному классу соответствует другая светимость, но в этом случае и спектр у них несколько другой. Спектры карликов и гигантов различаются интенсивностью определенных линий или их пар, причем это отличие можно выяснить, исследуя близко находящиеся звезды. Это отличие связано с тем, что атмосферы гигантов обширнее и разреженнее. Точность определения расстояния таким способом составляет ~20%.
1. По относительным скоростям.
Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.
Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению движутся в одном и том напрвлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления.
Расстояния до галактик приблизительно можно определить по расстоянию до находящихся в этих галактиках цефеид.
1. Цефеиды.
Периодические изменения блеска характерны не только для двойных звезд, но и для переменных звезд — так называемых “цефеид”. Первой из обнаруженных цефеид была d цефея, которая меняла свой блеск с амплитудой 1, температуру (на 800K) ,размер и спектральный класс. Цефеиды — это неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют в результате нарушения равновесия между силой тяжести и внутренним давлением, причем кривая изменения их параметров напоминает гармонический закон. С течением времени колебания ослабевают и затухают; к настоящему моменту было обнаружено постепенное прекращение переменности у звезды RU Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменность полностью пре