.

Звезды и их эволюция

Язык: русский
Формат: контрольна
Тип документа: Word Doc
0 1042
Скачать документ

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ

ГОУ ВПО «УФИМСКАЯ ГОСУДАРСТВЕНАЯ АКАДЕМИЯ ЭКОНОМИКИ И СЕРВИСА»

Кафедра физики

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

По дисциплине: Концепции современного естествознания

Тема: Звезды и их эволюция

Выполнила:

Студентка группы ЭЗК-12

шифр 06.04.411

Каблукова О.А
Проверил:

Алтайская А. В.

Уфа – 2007

Содержание

1.Из чего состоят
звезды?………………………………………………………..
………………2

2.Основные звездные характеристики………………………………………..7

2.1. Светимость и расстояние до звезд………………………………………..7

2.2. Спектры звезд………………………………………………………………8

2. 3. Температура и масса звезд……………………………………………….9

3.Откуда берется тепловая энергия
звезды?……………………………………………11

4.Эволюция звезд………………………………………………………………12

5.Химический состав звезд……………………………………………………17

6.Прогноз эволюции Солнца…………………………………………………22

7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным
гигантом?……………….231. Из чего состоят звезды?

Лет 20 назад межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с
температурой Т = 104 K), в котором плавают холодные облака (Т = 102 К).
Эта двухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к
середине 70-х годов под напором новых фактов ее пришлось уточнить:
внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование
очень горячего газа (Т = 106 К), заполняющего большую часть объема
Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам очень холодный
молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи
галактической плоскости.

Теперь принято представлять межзвездный газ как четырехфазную среду
(таблица), хотя и такая модель не исчерпывает всего многообразия
физических условий в межзвездном пространстве. Например, в этой модели
не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых (Т = 108),
планетарные туманности и некоторые другие газовые образования, не
находящиеся в равновесии по давлению с основными четырьмя фазами
межзвездного газа. Действительно, их объем и масса в каждый момент
времени не существенны по сравнению с уже имеющимся в Галактике газом.
Однако именно они поддерживают баланс вещества и энергии в этом
постоянно остывающем и сгущающемся в звезды газе.

таб .1 Основные фазы межзвездного газа

ФазаТемпература, КПлотность, см-3Доля объема Галактики, %Горячая,
HII3000000,01674Теплая,
HII80000,2523Прохладная,HI80402Холодная,H2103000,8

Химический состав межзвездного газа примерно такой же, как у Солнца и у
большинства наблюдаемых звезд: на 10 атомов водорода (Н) приходится 1
атом гелия (Не) и незначительное количество других, более тяжелых
элементов; среди них больше всего кислорода (О), углерода (C) и азота
(N). В зависимости от температуры и плотности газа его атомы находятся
“в нейтральном или ионизованном состоянии, входят в состав молекул или
твердых конгломератов – пылинок.

Вообще говоря, для каждого химического элемента существует свой диапазон
условий, при которых он находится в том или ином состоянии ионизации. Но
поскольку подавляющее большинство атомов принадлежит водороду, его
свойства и определяют состояние межзвездного газа в целом: горячая и
теплая фазы являются областями ионизованного водорода (их называют
области или зоны НII), прохладная фаза содержит преимущественно
нейтральные атомы водорода (облака НI), а холодная фаза состоит в
основном из молекулярного водорода (Н2), который образуется, как
правило, во внутренних плотных частях облаков НI.

Молекулы водорода были впервые выявлены в межзвёздной среде в 1970 г. по
ультрафиолетовым линиям поглощения в спектрах горячих звезд. В том же
году в межзвездном пространстве были найдены молекулы угарного газа (СО)
по их радиоизлучению с длиной волны l = 2,6 мм. Эти две молекулы
наиболее распространены в космосе, причем молекул Н2 в несколько тысяч
раз больше, чем молекул СО.

Познакомимся с молекулой водорода, поскольку это главный строительный
материал, из которого формируются звезды. Когда два атома водорода
подходят близко друг к другу, их электронные оболочки резко
перестраиваются: каждый из электронов начинает двигаться вокруг двух
протонов, связывая их между собой наподобие электрического “клея”. В
космических условиях объединение атомов водорода в молекулы происходит,
скорее всего, на поверхности пылинок, которые играют роль своеобразного
катализатора этой реакции.

Молекула водорода обладает не очень большой прочностью: для ее
разрушения (диссоциации) нужна энергия 4,5 эВ или больше. Такую энергию
имеют кванты с длиной волны короче чем 275,6 нм. Подобных
ультрафиолетовых квантов в Галактике много – их излучают все горячие
звезды. Однако сама молекула Н2 поглощает эти кванты крайне неохотно.
Обычно разрушение молекул Н2 происходит следующим образом. Квант с
энергией 11,2 эВ (l = 101.6 нм) переводит один из электронов молекулы в
возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние, как
правило, сопровождается излучением такого же кванта, но иногда квант не
излучается, а энергия расходуется на возбуждение колебаний молекулы,
которые заканчиваются ее распадом.

Как известно, жесткие ультрафиолетовые кванты с энергией более 13,6 эВ
ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощаются межзвездной
средой в непосредственной близости от горячих звезд. Более мягкие
кванты, в том числе и с энергией 11,2 эВ, почти беспрепятственно
распространяются в Галактике и разрушают молекулярный водород везде, где
он для них доступен. Единственное место, где молекула Н2 может жить
сравнительно долго, – это недра плотных газопылевых облаков, куда
ультрафиолетовые кванты не могут пробиться сквозь плотную пылевую
завесу. Но к сожалению, по этой же причине молекулярный водород
становится практически недоступным для наблюдения.

Комбинация первого возбужденного электронного состояния молекулы Н2 с
различными ее квантовыми переходами дает набор спектральных линий в
диапазоне длин волн 99,1-113,2 нм. Когда свет горячей звезды проходит
сквозь полупрозрачное облако или сквозь наружные разреженные слои
гигантских плотных облаков, в его спектре образуются соответствующие
линии поглощения молекулы Н2. Они-то и были зафиксированы в 70-х годах с
помощью космических телескопов в спектрах полутора сотен близких звезд.

Однако сообщить нам сколько-нибудь полные сведения о распределении
молекулярного водорода в Галактике ультрафиолетовое излучение не может.
Ему не дробиться в недра массивных облаков, где как раз и находится
главное хранилище холодного газа -непосредственного предка молодых
звезд. Поэтому распределение молекул На в нашей и в других галактиках
изучают пока косвенными методами: по распределению других молекул,
имеющих спектральные линии, удобные для наблюдения. Самая популярная в
этом отношении молекула угарного газа, она же окись углерода, т. е. СО.

Ее энергия диссоциации 11,1 эВ, поэтому она может существовать там же,
где молекулярный водород. Сталкиваясь с другими атомами и молекулами,
молекулы СО возбуждаются и затем излучают линии так называемых
вращательных переходов. Наиболее длинноволновая из них (l = 2,6 мм)
легко наблюдается во многих областях Галактики: светимость некоторых
молекулярных облаков в линии СО достигает нескольких светимостей Солнца
(Lc = 4·1033 эрг/с).

Радионаблюдения в линиях СО и некоторых других молекул (HCN, ОН, CN)
позволяют охватить все облако в целом, все его области с разнообразными
физическими условиями. Наблюдения же нескольких линий одной молекулы
дают возможность определить в каждой области температуру и плотность
газа. Однако переход от наблюдаемой интенсивности в линии излучения
какой-либо молекулы (даже такой распространенной, как СО) к полной
концентрации, а следовательно, и массе газа таит в себе значительную
неопределенность. Приходится делать предположения о химическом составе
облаков, о доле атомов, “погребенных” в пылинках, и т. п. Точное
значение коэффициента перехода от интенсивности линии СО к количеству
молекул Н2 до сих пор бурно обсуждается. Разные исследователи используют
значение этого коэффициента, различающееся в 2-3 раза.

Соответственно и содержание молекулярного газа в Галактике известно с
такой же, если не с худшей, точностью. Особенно сложно определить
содержание молекулярного газа вдали от Солнца, например в окрестности
центра Галактики. Поскольку звездообразование там происходит более
интенсивно, чем у нас, на периферии Галактики, межзвездная среда там
сильнее обогащена тяжелыми элементами – продуктами термоядерного
синтеза. Точно пока нельзя сказать, но, если принять во внимание
изменение химического состава вдоль радиуса галактического диска,
содержание элементов группы CNO в ядре Галактики должно быть раза в 3
выше, чем в окрестности Солнца.

Если это действительно так, то соответственно в 3 раза ниже следует
брать коэффициент перехода СО – Н2. Эти и другие неопределенности
приводят к тому. что масса молекулярного газа во внутренней области
Галактики (R

Нашли опечатку? Выделите и нажмите CTRL+Enter

Похожие документы
Обсуждение

Оставить комментарий

avatar
  Подписаться  
Уведомление о
Заказать реферат!
UkrReferat.com. Всі права захищені. 2000-2020