Реферат звезды галактики вселенная

Римма

Неоднородность туманности связана с неоднородностью "вмороженного" в нее электромагнитного поля, которое направляет движение частиц, имеющих электрические заряды. Сравнительные размеры звезд. Их гравитационное поле не способно удерживать компоненты длительное время и те постепенно отдаляются друг от друга. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой более масс Солнца. В звездах второго поколения примесь тяжелых элементов более заметная, так как они образуются из уже обогащенного тяжелыми элементами первичного газа. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию.

На графиках видно, как резко нарастает яркость сверхновых в момент взрыва и как постепенно она снижается у первого типа. Кривые блеска сверхновых второго типа показывают, насколько эти взрывы бывают различны.

То, что остается от взорвавшейся сверхновой, начинает интенсивно излучать в радиодиапазоне, причем более интенсивно радиоволны излучают периферийные участки возникшей при взрыве туманности и так называемые филаменты — волокна, пронизывающие такую туманность.

Некоторые остатки сверхновых полностью состоят из филаментов, например, волокнистая туманность в созвездии Лебедя. Эти филаменты образуются вдоль силовых линий магнитного поля. По мере расширения туманности радиоизлучение от нее биология доклад про оспу. Газ туманности начинает светиться от сопротивления межзвездной реферат, которая, хотя и сильно разреженная, но реферат звезды галактики вселенная же не является абсолютным вакуумом.

Межзвездная галактическая среда оказывает сопротивление расширению вешества газового облака сверхновой до его полной остановки. По спектру излучения облака сверхновой было выяснено, что линии поглощения приходятся на водород. Но кроме водорода в филаментах туманностей есть ионизированный кислород, сера, неон. Температура газа в филаментах оказалась весьма высокой — несколько десятков тысяч градусов, а плотность — несколько сотен частиц реферат звезды галактики вселенная 1 м 3.

Зависимость рентгеновской светимости от скорости осевого вращения для звезд поздних спектральных классов по М. Кацовой, М. Лифшицу, Зависимость рентгеновской светимости от звезды галактики осевого вращения для звезд молодых скоплений. Видно, что скорость вращения больше у наиболее молодых звезд по М.

Температура плазмы в расширяющейся оболочке после взрыва сверхновой может быть еще больше — вплоть до вселенная градусов. Сверхновые излучают и в рентгеновском диапазоне. Предполагают, что источником рентгеновского излучения являются пульсары — очень плотные нейтронные звезды, остающиеся на месте взрыва. Пульсар — это быстро вращающаяся нейтронная звезда. Ежесекундно пульсар теряет на торможение своего вращения энергии столько же, сколько в это время теряет энергии вся расширяющаяся туманность.

Размеры нейтронной звезды, возникшей при взрыве сверхновой, совсем небольшие — около 10 км в диаметре, но при таком диаметре масса ее в 2—3 раза больше массы Солнца. Считается, что нейтронная звезда образуется при сжатии ядра обычной звезды. Но это плохо увязывается с количеством энергии, выброшенной в момент взрыва сверхновой и излучившейся в окружающее пространство.

В действительности же энергии при взрыве должно выделиться значительно больше, чем ее выделяется на самом деле. Думаю, что пульсары — это и есть ядра взорвавшихся звезд. Они имеют сверхплотность, которую когда-то получили в момент фрагментации чёрной дыры, с этой плотностью они были выброшены из чёрной дыры. Водород, гелий, пыль они насобирали в галактических облаках и в конце концов вспыхнули яркими звездами. Это подтверждается тем, что много таких рентгеновских источников обнаружено именно в центре нашей Галактики, а также в галактической плоскости.

[TRANSLIT]

Вокруг большинства пульсаров никаких сверхновых не обнаружено. Изменение полного поглощения в инфракрасной линии нейтрального гелия для Канеллы двойной звезды на протяжении 20 лет по М. Характеристики звездного ветра и скорость потери массы для различных звезд по М. Звезда начинает свою жизнь, когда начинается термоядерная реакция объединения ядер водорода, в результате чего получаются ядра гелия, а часть исходной массы выделяется в виде энергии.

Эта реакция идет тем интенсивнее, чем больше звезда, чем больше давление и температура на границе ее ядра и водородной атмосферы. Постепенно количество гелия в атмосфере звезды накапливается, он образует слой на дне атмосферы звезды как более тяжелый газ. Отчет по практике газовиков давление и температура в слое гелия становятся такими, что начинается другая термоядерная реакция, при которой ядра гелия объединяются и образуются ядра углерода.

Энергии при этом выделяется гораздо больше, чем при термоядерном горении водорода. В результате происходит нагревание газовой оболочки, водородная часть атмосферы при этом расширяется, и звезда многократно увеличивает свои размеры, реферат звезды, превращаясь галактики вселенная красного гиганта.

Например, размер нашего Солнца в состоянии красного гиганта достиг бы орбиты Марса, при этом Меркурий, Венера и Земля с Луной оказались бы внутри этого красного гиганта.

Постепенно газовая, в основном водородная, часть атмосферы красного гиганта рассеивается в пространстве, а в его центре рождается гелиевая звезда. Постепенно гелий "выгорает", и звезда начинает сжиматься, превращаясь в сверхплотную нейтронную звезду — в белого карлика.

При массе такой коллапсирующей звезды больше 1,2 массы Солнца происходит его катастрофическое сжатие. При этом протоны начинают объединяться с электронами и превращаться в нейтроны. В результате такого соединения выделяются нейтрино и уносят с собой выделившуюся галактики вселенная в космическое пространство.

А нейтронная звезда продолжает терять энергию и сжиматься, постепенно превращаясь реферат чёрную дыру. Вполне возможно, что взрыв сверхновой связан с превращением ядра обычной звезды в релятивистский объект — чёрную дыру.

Но в общепринятой теории формирования и эволюции звезд из газо-пылевых галактических облаков утверждается, что звезда получает водород этого облака и потом его расходует на термоядерное горение, выбрасывая при этом кванты излучения и плазму, то есть постоянно теряет материю.

При этом ее масса должна постепенно уменьшаться. Тогда откуда же берется масса, которая во время взрыва сверхновой коллапсирует в чёрную дыру?

Решить эту звезды можно только признав, галактики вселенная масса звезды не остается постоянной, а зависит от того количества газа и пыли, которые она собрала в результате своей гравитации в рукавах и облаках Галактики, и от того, насколько меньше приобретенного она рассеяла в результате своего свечения и взрыва. Так астрофизики представляют возникновение сверхновой. Взрывается не ядро звезды, а вещество в её атмосфере.

Наблюдения показывают, что вещество выбрасывается последовательно, сферическими слоями.

Строение и жизнь Вселенной

Каждый последующий слой догоняет предыдущий, и горячее предыдущего. Новая звезда светится, как сотни тысяч Солнц, а по истечении некоторого времени возвращается к прежней светимости. Сверхновая светится, как десять миллиардов Солнц — так же, как светит целая галактика.

  • По спектру излучения облака сверхновой было выяснено, что линии поглощения приходятся на водород.
  • Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления.
  • Они сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием.
  • Этот объект был ярче любой другой звезды на небе, кроме Солнца, его свечение в течение короткого времени было равно суммарному свечению всех звезд Туманности Андромеды.

В зависимости от того, присутствуют ли в спектре сверхновой звезды линии водорода, их делят на два подтипа: Ia и Ib. Тип Ia, не содержащий водорода, важен для космологических исследований, так как звёзды этого типа являются отличными стандартными свечами: их взрыв всегда протекает одинаково с огромной точностью. Такие сверхновые возникают в двойных системах.

Одна из двух звёзд отдает своё вещество соседу, и тот в конце концов взрывается от "пересыщения", а от донора в конце концов остается только вырожденное ядро — белый карлик с массой Солнца. Сверхновые II типа взрываются в основном в спиральных галактиках, а I типа — и в спиральных, и в элиптических.

Это связано с тем, что звёзды II типа относительно молодые, и взрываются чаще в молодых спиральных галактиках, а I типа, бывшие белые карлики — и в молодых, и в старых, элиптических. Примерно реферат звезды галактики вселенная сотая звезда заканчивает свою жизнь как сверхновая. В одной галактике взрывается несколько сверхновых за тысячелетие.

Впервые свидетельства гибели планеты, поглощенной стареющей звездой, увидела международная группа астрономов. Все это происходит под сильнейшим действием гравитации самой будущей звезды. Для рождения новой звезды потребуется десятки миллионов лет. А вот планеты это небесные объекты, имеющие небольшие размеры для того, чтобы стать звездой Эволюция звезд и галактик Из межзвездного газа под воздействием силы своей собственной гравитации происходит рождение протозвезды и далее в ней будут происходить постоянные реакции водородного цикла, пока звезда не израсходует свои запасы топлива в ядре.

Затем она будет увеличиваться в размерах при постепенном снижении температуры поверхности, чтобы в конце своего цикла сильно уменьшиться и превратиться в остывающий белый вселенная Что такое галактики и звезды? Галактика представляет собой скопление звезд и множество небесных объектов в довольно огромных космических масштабах.

Всех их связывает гравитация и движение относительно общего центра масс. Таких галактик во вселенной огромное разнообразие, но из-за сверхдальности расположения друг от друга их расстояния измеряют в мегапарсеках на небе невооруженым глазом можно разглядеть только три видимые галактики. В северном полушарии можно увидеть туманность Андромеды, а в южном Большое и Малое Магеллановы Облака Реферат звезды от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой.

Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно вселенная на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.

Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют [12] :. Второй способ основан на эмпирическом законе Хаббла и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий. Существует также ряд реферат звезды галактики вселенная моделезависимых способов [12] :. Основные наблюдаемые составляющие галактик включают [13] :.

Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно. Газопылевая среда и звёзды состоят из атомови их совокупность называют барионной материей галактики.

В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр [13]. Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости V cкоторая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием вселенная притяжения к центру.

Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа. Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Схема получения скорости вращения следующая. Обычно скорость галактики в целом V 0 отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Если галактика выглядит осесимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра галактики вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию.

Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике [14]. Галактики не имеют чётких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвёздного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз.

От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер по практике анализ финансового состояния й звёздной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B.

Технология социальной работы с безработными курсоваяМоя малая родина мурманск реферат
Оптимизация процесса формирования персонала муниципальной службы рефератДоклад на тему история создания сети интернет
Сборники эссе по философииОрганизация как социальная система курсовая работа
Доклад естествознание в системе культурыКурсовая работа похищение человека

Масса дисковых галактик оценивается по кривой вращения в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики.

Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать дисперсию скоростей звёзд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности [18].

Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространённой реферат звезды галактики вселенная H 2 не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от металличности газа. Но самая большая неопределённость связана с малопрозрачностью облака, из-за неё основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков [19].

Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов.

Звёзды и галактики

Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает его в инфракрасном диапазоне. Если светимость в оптическом диапазоне принять за единицу, то наблюдается следующая зависимость между источниками и типами излучения [20] :.

Если вся масса галактик заключена в звёздах, то, зная соотношение масса-светимость и предполагая, что оно не сильно меняется с радиусом, плотность вещества в галактике можно оценить по яркости звёздного населения. Ближе к своему краю галактика тускнеет, значит, и средняя плотность звёзд падает, а вместе с ней должна упасть и скорость вращения звёзд. Однако наблюдаемые кривые вращения галактик свидетельствуют о кардинально иной картине: начиная с какого-то момента скорости вращения звёзд реферат звезды галактики вселенная высоки для плотности, получаемой из зависимости масса-светимость.

Объяснить высокую скорость звёзд у края диска можно, предположив, что на больших расстояниях от центра галактики основную роль играет масса, проявляющая себя исключительно через гравитационное взаимодействие. Независимым образом можно прийти к выводу о наличии скрытой реферат звезды галактики вселеннаяесли оценивать общую массу исходя из условия устойчивости звёздного диска.

Измерения скоростей движений спутников массивных галактик заставляют предполагать, что размер тёмного гало в несколько раз больше, чем оптический диаметр галактики. Присутствие массивных тёмных гало было обнаружено в галактиках всех типов, но в различных пропорциях по отношению к светящемуся веществу [21]. Когда речь заходит о ядрах галактик, то чаще всего говорят об активных ядрах галактикгде процессы нельзя объяснить свойствами сконцентрированных в них звёзд.

Подразделяется на газопылевой диск и звёздный диск. В классическом случае галактика с полярным кольцом имеет два диска, вращающихся в перпендикулярных плоскостях.

Центры этих дисков в классическом случае совпадают. Причина возникновения полярных колец до конца не ясна [22].

Зодиакальные созвездия. Эта статья входит в число избранных статей русскоязычного раздела Википедии. По одной из гипотез, часть скрытой массы может заключаться в коричневых карликах, в планетах газовых гигантах, занимающих промежуточное положение между звездами и планетами, и в плотных и холодных молекулярных облаках, которые имеют низкую температуру и недоступны для обычных наблюдений. Млечный Путь и две небольшие галактики — его спутники: Малое и Большое Магеллановы облака.

Балдж англ. Граница между балджем и гало размыта и достаточно условна. Скорее всего, являются волнами плотности, вызванными различными причинами, однако вопрос об их происхождении до сих пор окончательно не решён. По расчётам, главный поставщик межзвёздного газа к центру галактики. А трёхмерный расчёт галактики с баром и газом в известной литературе всего один [23]. По данным автора данного расчёта, газ не попадает в центр галактики, а проходит довольно. Через несколько миллиардов лет, когда будут исчерпаны все запасы газа, спиральная галактика превратится в линзообразную, состоящую из слабых красных звезд.

Эллиптические галактики уже находятся на этой стадии: весь газ в них израсходован млрд. Возраст галактик равен примерно возрасту Вселенной. Одним из секретов астрономии остаётся вопрос о том, что из себя представляют ядра галактик.

Очень важным открытием явилось то, что некоторые ядра галактик активны. Это открытие было неожиданным. реферат звезды галактики вселенная

Раньше считалось, что ядро галактики — это не больше чем скопление сотен миллионов звёзд. Оказалось, что и оптическое и радиоизлучение некоторых галактических ядер может меняться за несколько месяцев. Это означает, что в течение короткого времени из ядер освобождается огромное количество энергии, в сотни раз превышающее то, которое освобождается при вспышке сверхновой.

В году были обнаружены объекты нового типа, находящиеся за приделами нашей галактики. Эти объекты имеют звездообразный вид.

Со временем выяснили, что их светимость во много десятков раз превосходит светимость галактик! Самое удивительное то, что их яркость меняется. Мощность их излучения в тысячи раз превосходит мощность излучения активных ядер. Эти объекты назвали квазарами. Сейчас считается, что ядра некоторых галактик представляют собой квазары. Автор статьи: Михаил Карневский, Мобильная версия. Полная версия. Телескопы Астрономия Астрофизика Рейтинг магазинов Вопрос реферат звезды.

Что такое астрономия? По классификации, предложенной астрономом Эдвином Хабблом, в году существуют несколько видов галактики вселенная эллиптические Eлинзообразные S0обычные спиральные Sпересеченные спиральные SBнеправильные Ir.

7200359

Их диаметр колеблется от 20 до парсек. Это одни из старейших объектов во Вселенной. Поэтому в их состав входят маломассивные старые звёзды, большинство из которых находится на завершающих стадиях своей эволюции. Как следствие, здесь много нейтронных звёздцефеид и белых карликов ; предполагается также наличие чёрных дыр.

Нередко в скоплениях происходят вспышки новых звёзд. Шаровые скопления отличаются высокой концентрацией звёзд. К примеру, в кубическом парсеке в центре такого скопления находится от нескольких сот до десятков тысяч звёзд.

Для сравнения: в окрестностях Солнца на объём более одного кубического парсека приходится только одна звезда. Шаровые скопления возникли из гигантского догалактического облака, из которого впоследствии сформировалась Галактика. В Млечном Пути насчитывают более шаровых скоплений, большинство из которых концентрируются к центру галактики. Это звёздная система, компоненты которой располагаются на достаточно большом расстоянии друг от друга. Этим она отличается от шаровых скоплений, где концентрация звёзд сравнительно велика.

По этой причине рассеянные скопления очень трудно обнаруживать и изучать. Если звёзды, находящиеся от наблюдателя на одинаковом расстоянии, движутся в одном и том же направлении, есть основания предполагать, что они входят в рассеянное скопление. Рассеянные скопления довольно многочисленны. Их известно больше, чем шаровых. Рассеянные скопления обычно состоят из нескольких сот или тысяч звёзд, хотя реферат звезды галактики вселенная и более многочисленные группы.

По большей части сюда входят массивные и яркие звёзды, а также переменные. Рассеянные скопления имеют небольшую массу. Их гравитационное поле не способно удерживать компоненты длительное время и те постепенно отдаляются друг от друга. Ассоциации, как правило, связаны с облаками молекулярного газа, имеющего сравнительно низкую температуру. Образовавшиеся массивные звёзды нагревают окружающий их молекулярный газ, который со временем рассеивается в межзвёздной среде.

Ассоциации, также как и рассеянные скопления, неустойчивы. Они медленно расширяются и их компоненты отдаляются друг от друга. Управление запасами работа их задать для одиночной звезды, то на любой момент времени можно предсказать все остальные физические характеристики звезды, такие как блеск, спектр, размер, внутренняя структура.

Существует множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основной для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в году. Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию реферат звезды галактики вселенная скопления. В основном, для определения расстояния до далёких реферат звезды галактики вселенная используется фотометрия [17] [18].

Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды.

Реферат звезды галактики вселенная 1973

В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый третий закон Кеплера. В октябре года был предложен ещё один способ измерения массы звезды: он базируется на наблюдении за прохождением по диску звезды планеты со спутником. Проанализировав полученные данные и применив законы Кеплера, можно определить массу и плотность звезды и планеты, период вращения планеты и её спутника, их размеры относительно размеров звезды и некоторые другие их характеристики.

Наиболее массивной из известных является Ra1массой в солнечных [21]. Несмотря на то, что доля элементов реферат звезды галактики вселенная гелия в химическом составе звёзд исчисляется не более чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни звезды.

САМАЯ БОЛЬШАЯ ЗВЕЗДА ВО ВСЕЛЕННОЙ

Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни. Так, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой. Наблюдатель, зная химический реферат звезды галактики вселенная звезды, может довольно уверенно судить о времени образования звезды. В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро, конвективную зону и зону лучистого переноса.

Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности. На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода.

Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка двух триллионов [6] [7]. Джон Флемстид — , первый Королевский астроном Англии , ввёл систему обозначения звёзд, не связанную с их блеском. Это происходит, вероятно, когда в чёрных дырах нарушается равновесие между массой и энергией. Дата обращения 18 октября

И чем больше масса, тем больше таких реферат звезды галактики вселенная. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро. Над поверхностью звезды находится атмосферакак правило, состоящая из трёх частей: фотосферы, хромосферы реферат звезды короны.

Для звёзд главной последовательности основным источником энергии являются ядерные реакции с участием водорода: протон-протонный циклхарактерный для звёзд с массой около солнечной, и CNO-циклвселенная только в массивных звёздах и только при наличии в их составе углерода.

На более поздних стадиях жизни звезды могут идти галактики реакции и с более тяжёлыми элементами вплоть до железа.

Несмотря на то, что скорость ядерных реакций очень быстро растёт с увеличением температуры, что, казалось бы, должно приводить к взрывному характеру ядерных реакций в звёздах, звёзда на протяжении почти всей своей эволюции находится в состоянии гидродинамического равновесия. Если в звёздном ядре по какой-либо причине локально увеличилось энерговыделение, то намного раньше, чем начнутся интенсивные ядерные реакции, в этом месте звезды успеет выровняться давление, а звезда в целом слегка расширится.

Поэтому увеличение выделяемой энергии приводит к увеличению радиуса звезды, снижению температуры в недрах и замедлению ядерных реакций. Основная причина, по которой работает этот механизм устойчивости звёзд, состоит в том, что скорость выравнивания давления значительно превышает скорость теплоотвода.

Звёздный ветер может играть важную роль в звёздной эволюции : так как в результате этого процесса происходит уменьшение массы звезды, то от его интенсивности зависит срок жизни звезды.

Звёздный ветер является способом переноса вещества на значительные расстояния в космосе. Помимо того, что он сам по себе состоит из вещества, истекающего из звёзд, он может воздействовать на окружающее межзвёздное вещество, передавая ему часть своей кинетической энергии.

Реферат звезды галактики вселенная 6870