Министерство труда, занятости и социальной защиты Республики Татарстан Государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования « Набережночелнинский Государственный торгово-технологический институт»
(ГБОУ ВПО НГТТИ)
Факультет технологического менеджмента
Контрольная работа
По дисциплине: Концепция современного естествознания
Выполнила:
студентка гр. 385-ЗС
Ф.И.О:
Проверил: Шарафутдинов
Рафик Низамутдинович
Ученая степень: кандидат
биологических наук,
доцент
г. Набережные Челны
2009г.
Содержание
Задание 1. Рождение звезд из газо-пылевых облаков
межзвездной среды………………………………………..
Задание 2. Фундаментальные материальные поля и
проблема физического вакуума………………………………
Задание 3.Естествознание и техногенная цивилизация…………………………………………………….
Список использованной литературы………………………..………………………
Задание 1. Рождение звезд из газо-пылевых облаков
межзвездной среды.
Общая характеристика звезд
Звезды — это огромные раскаленные солнца
столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной
системы, что, хотя они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым.
При взгляде на ясное ночное небо вспоминаются строк М. В. Ломоносова:
Открылась бездна, звезд полна,
Звездами числа нет, бездне - дна.
Звезды — важнейший объект астрономического познания. В звездах сосредоточена основная масса (98—99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды — мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. В недрах звезд происходит химическая эволюция вещества во Вселенной.
В ночном небе невооруженным глазом можно видеть около 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. «Поштучно» сосчитаны и занесены в астрономические каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. А всего нашему наблюдению доступно около двух миллиардов звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 1022. Звезды не любят одиночества. Они образуют звездные системы: кратные звезды (двойные. тройные и т.д.); звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов); галактики — грандиозные звездные систем в которых содержатся миллиарды и сотни миллиардов звезд.
Современная астрономия разработала совершенные определения основных характеристик звезд — радиуса, светимости, поверхностной температуры (цвета), массы, химического става. Выяснено, что размеры звезд, их строение, химических состав, масса, температура, светимость отличаются значительным разнообразием. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер Солнца в сотни и тысячи раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше (около 10 км). Предельная установленная наблюдениями максимальная масса звезд равна примерно 80 солнечным массам, а минимальная примерно 0,05 солнечной массы.
Весьма различны и расстояния до звезд. Свет далеких звезд-систем идет до нас миллиарды световых лет. Самая близкая к нам звезда — Проксима Центавра, не видимая с территории России. Проксима Центавра — маленькая звезда, ее масса в 7 раз Меньше, чем масса нашего Солнца, а поверхностная температура (3000°) в 2 раза меньше, чем температура на поверхности Солнца. Поэтому она светит на небе очень тускло и не видна невооруженным глазом, хотя и является самой близкой к нам звездой. Она отдоит от Земли на расстоянии всего 4,2 световых лет. Курьерский поезд, идя без остановок со скоростью 100 км/ч, добрался бы до нее через 40 миллионов лет!
Важнейшую информацию о звездах дает изучение их спектров. Спектры иногда называют «паспортами звезд»: по спектру можно выяснить светимость звезды, расстояние до нее, ее температуру, размер, химический состав поверхности, скорость движения в пространстве, скорость вращения вокруг своей оси и др. Спектры звезд разделены на классы в зависимости от цвета звезд (от голубоватого и белого через желтый к красному). Зная спектральный масс звезды, мы сразу же в общих чертах представляем ее физическую природу.
Последовательность спектральных классов обозначается буквами: О (голубоватый), В (белый), А (белый), F (желтоватый), G (желтый), К (оранжевый), М (красный). В пределах каждого класса спектры определяются с точностью до одной десятой класса. Поэтому последовательность звездных спектров между класса G и К обозначается как GO, G1,..., G9, КО и т.д. (наше Солнце имеет спектральный класс G2). Спектр звезд тесно связан с их температурой. Самые горячие звезды (спектральный класс О) имеют поверхностную температуру порядка 40—50 тыс. градусов, а у самых холодных звезд (спектральный класс М) температура составляет около 3000°.
Изучение спектров звезд позволяет определить химический состав их поверхностных слоев. Обычно такие слои содержат водород, гелий и небольшую примесь более тяжелых элементов, хотя существуют и исключения. Так, есть звезды с очень высоким содержанием углерода или тяжелых элементов. Среди них есть элементы, которые в естественном состоянии на Земле не встречаются (например, технеций, изотопы которого живут максимум 200 000 лет и уже давно на Земле превратились в другие элемент, но продолжают образовываться в результате ядерных реакций звездах). Изучение спектров звезд позволяет также получать информацию о магнитных полях, скорости движения звезд, уточнять расстояние до звезд.
Большинство звезд находится в стационарном состоянии, т е их светимость не изменяется. Но встречаются и звезды с изменяющейся светимостью; их называют переменными звездами (в настоящее время известно и изучено около 30 000 переменных звезд). Они отличаются удивительным разнообразием. Прежде всего, их принято подразделять на два больших класса: затменные переменные и физические переменные.
К затменным переменным (а их в нашей Галактике обнаружено свыше 4000) относятся звезды, переменность которых вызывается чисто геометрическими причинами: если в системе из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, луч зрения земного наблюдателя образует незначительный угол с плоскостью орбиты, то при каждом обороте будет наблюдаться затмение одной звезды другой. Это приводит к ослаблению суммарного блеска такой двойной системы. Периоды изменения блеска таких переменных звезд бывают различными — от десятков минут до десятков лет. Изучение затменных переменных дает возможность точно определить важнейшие характеристики звезд: их форму, размеры, массы, параметры орбит, светимость, температуру, строение атмосфер и др. Астрономы иногда шутят: по кривой блеска затменных переменных свойства звезд можно «читать как по нотам».
Физические переменные — гораздо больший класс переменных звезд. Они изменяют свой блеск в результате изменения физических процессов. Физические переменные в свою очередь подразделяются на три класса — пульсирующие, эруптивные (взрывающиеся) и звезды с неоднородной поверхностной яркостью.
Пульсирующие звезды характеризуются периодическими плавными и непрерывными изменениями блеска, вызванными пульсациями светимости, радиуса и температуры. Эти звезды периодически сжимаются и расширяются, изменяя свою температуру. Периоды изменения имеют достаточно широкие пределы — от нескольких часов до сотен суток. Наиболее типичный пример таких звезд - цефеиды (период пульсаций - десятки суток). Они сыграли большую роль в развитии внегалактической астрономии; с их помощью удалось определить расстояния до галактик, что Тугими методами сделать было невозможно. У некоторых звезд периоды выдерживаются с высокой точностью и могут, служит основой измерения времени, у других периодичность практически отсутствует. Звездная переменность непериодического характера встречается гораздо чаще, чем периодическая. Наиболее ярко она выражена у эруптивных переменных звезд.
Эруптивные переменные звезды характеризуются быстрыми и сильными изменениями блеска, носящими взрывообразный характер. Вспышечное повышение уровня излучения увеличивает светимость звезд иногда в миллионы и миллиарды раз (новые и сверхновые звезды). При этом если вспышки новых не связаны с кардинальным изменением структуры звезды, то взрыв сверхновой носит характер грандиозной катастрофы, разрушающей звезду с выделением колоссального количества энергии и рассеянием основной массы ее вещества в пространстве.
И, наконец, третий тип физических переменных связан с явлениями неоднородности поверхностной яркости звезды, вызываемыми магнитными полями (магнитные звезды, двойная система с рентгеновским пульсаром и др.).
Основные характеристики звезд связаны между собой закономерностями. Например, существует закономерность во взаимосвязи радиуса звезды, ее светимости и температуры поверхности:
L= 4 п R2jоТ4,
где L - светимость звезды; R - ее радиус; Т— температура поверхности; о - постоянная Стефана - Больцмана. Важную роль играет закономерность (теорема Рессела — Фогта) согласно которой, если бы все звезды имели одинаковый химический состав, то их светимость и радиус были бы однозначными функциями массы звезды. (На самом же деле в ходе эволюции звезд изменяется их химический состав и его распределение внутри звезды.) В XX в. были открыты и более глубокие зависимости, которые послужили эмпирической базой разработки теории эволюции звезд. Одна из них представлена диаграммой Герцшпрунга- Рессела.