Природа и состав звезд

   Главное отличие рассеянных скоплений от шаровых - большое разнообразие диаграмм "спектр-светимость" у первых, вызванное различиями их возрастов. Самым молодым скоплениям - около 1 млн. лет, самым старым - 5-10 млрд. Поэтому  и звездный состав рассеянных скоплений  отличается разнообразием - в них  встречаются голубые и красные  сверхгиганты, гиганты, переменные различных  типов - вспыхивающие, цефеиды и т.д. Химический состав звезд, входящих в  рассеянные скопления, достаточно однороден, и в среднем содержание тяжелых  элементов близко к солнечному, что  типично для объектов диска Галактики.

   Другая  особенность рассеянных скоплений - что они нередко бывают видны  совместно с газовопылевой туманностью - остатком облака, из которого звезды этого скопления когда-то образовались. Звезды могут разогревать или  освещать "свою" туманность, делая  ее видимой. Известные всем Плеяды (см. фото) тоже погружены в голубую  холодную туманность. В галактике  рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых  облаков. В спиральных галактиках, таких, как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики, и молодые скопления  служат неплохими индикаторами спиральной структуры, поскольку за время, прошедшее  с момента формирования, они не успевают удалиться от спиральных ветвей, в которых это формирование происходит. 
 
 

   Особой  разновидностью рассеянных скоплений  являются движущиеся скопления, для которых удается точно измерить собственные движения входящих в него звезд. Примерами таких скоплений являются Гиады, Плеяды, Ясли и некоторые другие. Продолжения направлений этих движений (либо назад, либо вперед) пересекаются в точке, называемой радиантом - это схождение параллельных линий вследствие перспективы. Изучение таких скоплений имеет фундаментальное значение по причине того, что знание собственных движений звезд, их лучевых скоростей и угловых расстояний до радианта позволяет вычислить полную пространственную скорость этих звезд, а следовательно - точное расстояние до них (точнее, чем методом тригонометрического параллакса). А знание расстояния даёт возможность хотя бы для одного скопления "откалибровать" диаграмму "спектр-светимость", т.е. привязать её к абсолютным звездным величинам. Такая привязка очень важна для определения расстояний до других скоплений по получаемым непосредственно из наблюдений диаграммам "спектр-видимый блеск", поскольку совмещение главной последовательности такой диаграммы и "откалиброванной", сразу даёт разность между видимой и абсолютной величинами, зависящую только от расстояния. В качестве "опорного" скопления удобнее всего использовать Гиады, как самое близкое (40 пк), и можно без преувеличения сказать, что до недавнего времени (до запуска миссии HIPPARCOS) на Гиадах держалась вся шкала межзвездных расстояний. 

   Звездные  ассоциации - разреженные группы звезд, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет (при этом самым молодым из них - не более миллиона лет). Обычно звездная ассоциация имеет размер 50-100 пк и содержит от нескольких звезд до нескольких сотен, тем самым отличаясь от молодых звездных скоплений большим размером и меньшей плотностью звезд. Притяжение между звездами в ассоциациях обычно слишком мало, чтобы удержать их вместе, и поэтому ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) - всего за 10-20 млн. лет они расширяются настолько, что их звезды уже не выделяются на фоне других звезд. Существование в Галактике звездных скоплений и ассоциаций самого различного возраста неопровержимо свидетельствует о том, что звезды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звездообразования продолжается и в настоящее время. Примером звездной ассоциации является группа молодых голубых звезд в созвездии Ориона, ядром которых является "трапеция Ориона". 
 

   Не  только входящие в скопления звезды, но и сами скопления не вечны. Расстояния между звездами в рассеянных скоплениях относительно велики, а значит - малы и силы гравитационного взаимодействия. За миллионы лет вследствие приливного действия Галактики скопления постепенно распадаются - входящие в них звезды все больше удаляются друг от друга  и постепенно утрачивают гравитационные связи. Иногда по общему движению и  расстоянию до группы звезд можно  угадать в ней бывшее рассеянное скопление. Такие группы называются звездными потоками. Мало кому известно, что 5 звезд Ковша Большой Медведицы входят в одну из таких групп, расположенную особенно близко к Солнцу, и поэтому занимает на небе большую площадь. Этот поток состоит примерно из 100 звёзд, среди которых - Гемма (альфа Северной Короны), и даже Сириус. 

   Также существуют звездные скопления, называемые астеризмами. Астеризмы – это характерные конфигурации, образуемые случайными, никак друг с другом не связанными звездами; а также крупные образования, вроде фигур созвездий или нескольких созвездий. Но, эти звездные скопления не представляют никакого научного интереса. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

4.Химический состав звезд 

   Химический  состав - один из фундаментальных параметров звезды, от которого зависят ее строение и спектр испускаемого излучения. Показана важность изучения химического состава звезд при решении общенаучных проблем, таких, как происхождение химических элементов, эволюция звезд, происхождение и развитие Вселенной.

   Химический  состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной среды  и тех ядерных реакций, которые  развиваются в звезде в течение  ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи - газопылевого облака,  из которого возникла звезда. Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте. 

   По  мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в  атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов  О, B, A (температура от 50 000 до 10 000 С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов, в классе К (5000 С)обнаруживаются уже  радикалы, а в классе М(3800 С) - даже молекулы оксидов. В списке звезд первых четырех классов преобладают линии водорода и гелия, но по мере понижения температуры появляются линии других элементов и даже линии, указывающие на существование соединений. Эти соединения еще очень просты. Это оксиды циркония, титана (класс М), а также радикалы CH, OH, NH, CH2, C2, C3, СаН и др. Наружные слои звезд состоят главным образом из водорода; в среднем на 10 000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома других элементов.

   Существуют  звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием  кремния (кремниевые звезды), звезды, в  которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В  молодых звездах типа красных  гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его  содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых  имеют массу, большую массы атома  гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения  звезды в галактике. В старых звездах  сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные " рукава " галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды.

   Что касается следов ядерных превращений, изменивших "химическое лицо" звезды, то эти следы бывают иногда очень  отчетливыми. Так, существуют звезды, в  которых водород превратился  в гелий; атмосфера таких звезд  состоит из гелия Возможно, что  значительную роль в обогащении звезды (ее внешних слоев) гелием сыграло  перемешивание звездного вещества. Так, было обнаружено 8 звезд, в которых содержание гелия было в 100 раз больше, чем содержание водорода, причем на 10 000 атомов гелия в этих звездах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд вообще не содержала водорода. Это наблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, что в звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций. 

   При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия приходится углерода - 0.56, азота - 0.72, кислорода - 1.0, неона - 3.2, кремния - 0.05,магния - 0.5. Яркая двойная звезда в созвездии Стрельца - сверхгигант с температурой поверхности около 10 000° С - также является дефицитной по водороду: в ее спектре наблюдается четко выраженные линии гелия и очень слабые линии водорода. По - видимому, это те звезды, в которых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций, доставляющих энергию и производящих ядра различных элементов. 
Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные -гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000°С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих элементов существует в форме оксида углерода со. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С2 будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН - звезды)встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода. 

   В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к  содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит, что звезда очень  богата углеродом при значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углеродными частицами, рассеянными в атмосфере звезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием водорода в атмосфере.

   Важной  особенностью углеродных звезд является повышенное содержание изотопа углерода 13С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа 13С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено

процессами перемешивания. 

   Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержанием металлов, расположенных в одном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездах имеется неустойчивый элемент технеций4399Тс. Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае наличие нестабильного ядра - убедительное доказательство

развития ядерных  реакций в звездах. 

   Астрономы и астрофизики выполнили большую  работу по анализу и сопоставлению  спектральных данных и результатов  исследований метеоритов. Оказалось, что  элементы с четными порядковыми  номерами встречаются чаще, чем с  нечетными. Ядра элементов с четными  порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения  в нем числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться  в жестких условиях. 
 
 
 
 
 
 

   Заключение 

   Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики. При изучении природы и состава звезд, выяснилось, что звезды — это основные тела Вселенной, в них сосредоточено более 90 % наблюдаемого вещества. И практически все атомы генерируются именно благодаря процессам, протекающим на звездах. К таким процессам относится прежде всего эволюция звезд.

     На каждой из звезд происходят грандиозные физические процессы, которые пока невозможно воспроизвести на Земле, именно поэтому они нуждаются в изучении. Предстоит еще выяснить немало вопросов о взаимодействии звезд с окружающей средой, и нет сомнения, что как теоретические, так и экспериментальные исследования в этой области принесут богатые результаты.

   В ходе исследования природы и состава  звезд мы выяснили, какими основными  параметрами обладают звезды и как  они влияют на дальнейшее развитие звезды. В данной работе было рассмотрено понятие звезд, их классификация и параметры. Также подробно описана эволюция звезд: их рождение, формирование и т.д. В реферате мы изучили состав и природу звездных скоплений, их ассоциаций. Детально рассмотрели строение звезд. Природа и состав звезд подробно изучены. В соответствии с этим цели можно считать реализованными, задачи выполненными.