Содержание:

Введение 3

Основные звездные характеристики 3

Светимость звезд 3

Годичный параллакс и расстояния до звезд.4

Спектры звезд и их химический состав 4

Температура и масса звезд 5

Связь основных звездных величин 5

Рождение звезд 6

Межзвездный газ 6

Межзвездная пыль 6

Разнообразие физических условий 7

Почему должны рождаться новые звезды? 7

Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд 8

Звездные ассоциации 9

Кратко о всем процессе рождения 9

Эволюция и виды звезд 10

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ. 10

СВЕРХНОВЫЕ. 15

НЕЙТРОННЫЕ. 20

ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ 22

Список использованной литературы: 29

Введение

В темную, безлунную и безоблачную ночь на небе видно множество звезд. Кажется, трудно разобраться в этой величественной картине звездного неба, о кото­рой вдохновенно писал наш великий соотечественник М. В. Ломоносов (1711—1765):

«Открылась бездна звезд полна,

Звездам числа нет, бездне — дна».

Еще трудней представляется задача пересчитать все видимые на небе звезды. Но трудная на первый взгляд, она становится вполне разрешимой, если применить правильные способы ее решения. Эти способы создава­лись не сразу, а десятилетиями и веками, и первые из них уходят своими корнями в глубокую древность. Именно на заре человеческого общества, когда впервые возникло примитивное производство, уже кочевым пле­менам необходимо было ориентироваться при переходах с места па место с тем, чтобы отыскать путь к прежним местам стоянок. На более высокой ступени развития человеческого общества, при возникновении земледе­лия, появилась необходимость вести, хотя бы и грубый, счет времени для регулирования сельскохозяйственных работ.

Какой же выход видели из создавшегося положения древние народы, не имевшие в своем распоряжении даже самых элементарных зачатков современных нам наук? Единственно, что было всегда перед ними, а вернее, над ними,— это звездное небо, по которому древние народы стали постепенно учиться ориентироваться на мест­ности и вести счет времени. Практическая необходи­мость изучения звездного неба привела к зарождению науки, получившей впоследствии в Древней Греции название астрономии, происшедшее от двух греческих слов: астрон — звезда и номос — закон.

Но само название совсем не служит доказательством зарождения и развития этой науки только в Древней Греции. Астрономия возникла и самостоятельно разви­валась буквально у всех народов, но степень ее разви­тия, естественно, находилась в прямой зависимости от уровня развития производительных сил и культуры на­родов.

Звезды являются самым распространенным типом небесных тел во Вселенной. Звезд до 6-й звездной величины насчитывается около 6000, до 11-й звездной величины примерно миллион, а до 21-й звездной величины их на всем небе около 2 млрд.

Все они, как и Солнце, являются горячими самосветящимися газовыми шарами, в недрах которых выделяется огромная энергия. Однако звезды даже в самые сильные телескопы видны как светящиеся точки, так как они находятся очень далеко от нас.

Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и 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 небе.

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звёзд буквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

Основные звездные характеристики

Светимость 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 дисков. , 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.

После того как астрономы получили возможность опреде­лять расстояния до звезд, было установлено, что звезды отлича­ются по видимой яркости не только из-за различия расстояния до них, но и вследствие различия их светимости.

Светимостью звезды L называется мощность излучения свето­вой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солн­цем.

Если две звезды имеют одинаковую светимость, то звезда, ко­торая находится дальше от нас, имеет меньшую видимую яр­кость. Сравнивать звезды по светимости можно лишь в том слу­чае, если рассчитать их видимую яркость (звездную величину) для одного и того же стандартного расстояния. Таким расстоя­нием в астрономии принято считать 10 пк.

Видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на стандартном расстоянии Dо=10 пк, получила название абсолютной звездной величины М.

Годичный параллакс и расстояния до звезд.

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.