Звезды, пульсары и «черные дыры», их роль во Вселенной

 

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ

 

Государственное образовательное учреждение высшего  профессионального образования

 

РОССИЙСКИЙ  ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ГУМАНИТАРНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

 

ИНСТИТУТ  ЭКОНОМИКИ, УПРАВЛЕНИЯ И ПРАВА

 

ЭКОНОМИЧЕСКИЙ ФАКУЛЬТЕТ

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Буланова Екатерина Олеговна

Звезды, пульсары и «черные дыры», их роль во Вселенной.

 

Реферат по  Концепциям Современного Естествознания студента

1-го  курса очно-заочной формы обучения

специальность

«Мировая Экономика»

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Москва  2010

 

Оглавление

Введение                                                                                                                             3

1.Звезды                                                                                                                              4

     1.1 Единицы измерения                                                                                                4

     1.2 Расстояние                                                                                                               5

     1.3 Масса                                                                                                                        5

     1.4 Химический состав                                                                                                 5

     1.5 Белые карлики нейтронные звёзды                                                                       6

     1.6 Классификация звёзд                                                                                             6

     1.7 Кратные звёзды                                                                                                       7

     1.8 Обозначения звёзд                                                                                                 7

     1.9 Реакции термоядерного синтеза в недрах звёзд                                                  8      

     1.10 Самые известные звёзды                                                                                      8

2. Пульсары                                                                                                                         9

3. Чёрные дыры                                                                                                                  10

     3.1 История представлений о чёрных дырах                                                              11

     3. 2 Падение в чёрную дыру                                                                                        12

     3.3 Чёрные дыры во Вселенной                                                                                    13

     3.4 Чёрные дыры звёздных масс                                                                                   14

     3.5 Сверхмассивные чёрные дыры                                                                               16

     3.6 Первичные чёрные дыры                                                                                        16

Заключение                                                                                                                          17

Источники и список литературы                                                                                      18 

 

 

 

  Введение

  Звёздная эволюция — это последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении нескольких сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной - в ней доминируют реакции водородного цикла. Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму некого шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуя, таким образом, гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость увеличивается, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На этой стадии звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься. Если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Изучение  звёздной эволюции невозможно наблюдением  лишь за одной звездой — многие изменения в этих небесных телах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по истечении многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.

 

 

 

 

1.Звезды

Звездой называют небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой принято считать небесное тело, в котором реакции идут в данный момент. Солнце является типичной звездой спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами Кельвинов, а на их поверхности — тысячами Кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звезды имеют отрицательную теплоемкость.

Ближайшей к  Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. лет от нашей Солнечной системы (4,2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9 × 1013 км). Невооружённым взглядом на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

1.1 Единицы измерения:

Большинство звёздных характеристик, как правило, выражается в СИ, но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

солнечная масса:	кг
солнечная светимость:	Вт
солнечный радиус:	м

 

Для обозначения  расстояния до звёзд приняты такие  единицы как световой год и  парсек. Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы (а. е.) — среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн. км).

Массы подавляющего большинства современных звёзд  лежат в пределах от 0,071 масс Солнца (75 масс Юпитера) до 100—150 масс Солнца, возможно, первые звёзды были ещё более массивными. Температура в недрах звёзд достигает 10—12 млн. К.

1.2 Расстояние

Существует  множество способов определить расстояние до звезды. Но основой для всех остальных  методов является метод измерения  параллаксов звёзд. Потому что он является наиболее точным. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк. Если звезда входит в состав звездного скопления, то мы не сильно ошибемся, приняв расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звездная величина. В основном, для определения расстояния до далеких звёзд используется фотометрия.

1.3 Масса

Достоверно  определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной  звезды. В этом случае массу можно  вычислить, используя обобщенный третий закон Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и, в значительной степени, зависит  от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы звезды.

1.4 Химический состав

Несмотря  на то, что доля элементов тяжелее  гелия в химическом составе звёзд  исчисляется не более чем несколькими  процентами, они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря этому ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете, и на продолжительности её жизни. Таким образом, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой. Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно судить о времени ее образования. Так как все изменения, происходящие со звездой на протяжении её жизни, не касаются поверхности, это всегда так, для мало массивных и средне массивных звезд, и почти всегда для массивных звезд. Химический состав звезд очень сильно зависит от типа звёздного населения и отчасти от массы — у массивных звёзд в недрах полностью отсутствуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звёзд), жёлтые и красные карлики сравнительно богаты тяжёлыми элементами — они помогают зажечься звёздам при небольшой массе газопылевого облака.

1.5 Белые карлики нейтронные  звёзды

Вскоре после  гелиевой вспышки «загораются» углерод  и кислород; каждое из этих событий  вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме  Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы  звезды увеличивается, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся  потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью  зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные  звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает  предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает  предел Оппенгеймера — Волкова —  как чёрная дыра. В двух последних  случаях завершение эволюции звёзд  сопровождается катастрофическими  событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в  том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит  гравитацию. В этом состоянии, когда  размер звезды уменьшается в сотню  раз, а плотность становится в  миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она  лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звёзд более  массивных, чем Солнце, давление вырожденных  электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех  пор, пока большинство частиц не превратится  в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн. раз превышает  плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

1.6 Классификация звёзд

Звёзды классифицируют по светимости, массе, температуре поверхности, химическому составу, особенностям спектра (спектральному классу) и  кратности.

1.7 Кратные звёзды

Звёздные  системы могут быть одиночными и  кратными: двойными, тройными и большей  кратности. В случае если в систему  входит более десяти звезд, то принято  её называть звёздным скоплением. Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам более 70 % звёзд  в галактике кратные. Так среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных, из которых 10 двойных, в том числе  и самая яркая из визуально  наблюдаемых звёзд Сириус. В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины — двойные звёзды всех типов.

1.8 Обозначения звёзд

Обозначения звёзд на карте созвездий неба северного полушария — Дракона  и Малой медведицы. Наиболее яркие  и известные звёзды имеют собственные  имена.

В нашей галактике  более 100 млрд. звёзд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звёзд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01 % всех звёзд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звёзд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.

Самые яркие  звёзды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через  интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения.

В прекрасно  иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И. Байера (1572—1625) изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры. Звёзды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: α — ярчайшая звезда созвездия, β — вторая по блеску, и т. д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус — ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как α Canis Majoris, или сокращённо α CMa; Алголь — вторая по яркости звезда в Персее обозначается как β Persei, или β Per. Байер, однако, не всегда следовал введенному им правилу, и в байеровских обозначениях есть большое количество исключений.