Бакалавр
Суббота, 19.09.2020, 18:48
Меню сайта

Категории раздела
Мои файлы [57]
Архивы [147]
А.Н.Юрьев. Типы и стили речи [12]
А.Н.Юрьев. Русский язык для физиков: Хрестоматия [43]
Л.Л. Нелюбин. История науки о языке [80]
В.М.Алпатов. История лингвистических учений [42]
Конституция РК [9]
А.Г.Диденко. Гражданское право [0]
Социология [15]
Толковый словарь русского языка [251]
Финасовый словарь [29]
Новейший философский словарь [244]
Новейший философский словарь: 3-е изд., исправл.
Алиева М.Б., Юрьев А.Н. Введение в педагогическую профессию [22]
Учебное пособие по специальности бакалавриата 5В011900 – Иностранный язык: два иностранных языка
Юрьев А.Н. Русский язык в таблицах [1]
Русский язык в таблицах
Белая Е. Н. Теория и практика межкультурной коммуникации [50]
Виды письменных студенческих работ [9]
Религоведение [2]
Библия, Библия для детей
Шпаргалки [4]
шпаргалки по всем дисциплинам
Экономика [6]
Учебники по экономике
Медицина [11]
Словари [13]
Психология [10]
Акимова В.И. Русские народные говоры на территории Алматы и области (Хестоматия) [8]
Иностранный язык [1]
Professional English [8]
Программирование [3]
учебные материалы
Китайский язык [5]
Немецкий язык [3]
Русский язык [7]
Латинский язык [8]
Логика [5]

Поиск

Вход на сайт

Друзья сайта

Статистика

Онлайн всего: 1
Гостей: 1
Пользователей: 0


Текст 4. Характеристика звезд
07.02.2014, 20:16

Предтекстовые задания

Задание 1. По словарям определите значения слова и словосочетаний: Вселенная, спектральные классы, закон излучения Вина, Млечный Путь.

Задание 2. Прочитайте текст «Характеристика звезд» и определите функционально-смысловой тип речи. Обоснуйте свой ответ.

Характеристики звезд

 Более 90 процентов видимого вещества Вселенной сосредоточено в звездах. Именно звезды и планеты были первыми объектами астрономических исследований. Однако процессы эволюции звезд и их внутреннее строение были поняты сравнительно недавно. Начальной точкой в создании теории строения звезд можно считать 1926 г. год выхода в свет книги Л.Эддпигтона «Внутреннее строение звезд».

Астроном-наблюдатель видит абсолютное большинство звезд даже в самые сильные телескопы в виде точечных источников света. Пожалуй, лишь диск нашего Солнца позволяет реально наблюдать некоторые процессы, происходящие на поверхности звезды. Одной из важнейших характеристик звезды является ее абсолютная величина (не имеющая, конечно, никакого отношения к геометрическим размерам). Она характеризует реальную светимость звезды. О том, как определяются расстояния до звезд, мы уже говорили. Очень важную информацию о звездах, об их химическом составе, температуре приносит изучение спектров. Спектральные классы звезд обозначаются буквами латинскою алфавита О, В, А, F, G, К М, R, N. Это так называемая Гарвардская классификация.

Интересно, что английские студенты, чтобы запомнить последователь­ность букв, обозначающих классы звезд, придумали удобное мнемони­ческое правило фразу, в которой первые буквы слов соответствуют спектральной последовательности звезд: О Be A Fine Girl, Kiss Me, Right Now («Будь хорошей девочкой, поцелуй меня сейчас же»). Ясно, что любой студент легко запомнит такую фразу. Правда, известный советский астроном профессор Б.Воронцов-Вельяминов считает, что легче запоминаются абсурдные, нелепые фра­зы, например: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь».

Эта система оказалась не очень тонкой, и астрономы разделили каждый интервал в этой последовательности еще на 10 частей. Например, наше Солнце звезда класса G, подкласса 2. Могут быть звезды спектрального класса ВО, 152 и т. д. до В9. Звезда, имеющая больший номер спектрального класса, имеет меньшую температуру поверхности.

Таким образом, в своем классе G – Солнце довольно горячая звезда. Как опытный сталевар по цвету легко определяет температуру стали, так и астроном, пользуясь законом Вина, без труда по цвету звезды определит ее температуру. Звезды красного цвета (М – в Гарвардской классификации) имеют температуру поверхности около 4000 К. Желтое Солнце нагрето уже примерно до 6000 К, а горячие звезды с температурами больше 10 тысяч К видятся нам бело-голубыми. Температуры звезд спектрального класса 0 достигают 40 000–50 000 К. Таким образом, спектральный класс звезды, или ее цвет, характеризует сразу же и ее температуру.

Гораздо хуже обстоит дело с определением массы звезды. Хорошо, если звезда имеет компаньона, образуя двойную систему, и известны большая   полуось   орбиты    и   период обращения. Тогда можно использовать третий закон Кеплера и найти суммарную массу двух звезд. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, можно определить массу каждой звезды. Но для тесных пар этого сделать уже нельзя.

Совсем плохо дело обстоит в случае одиночных звезд. Фактически сегодня астрономия не располагает методом независимого определения массы одиночной звезды. Сейчас астрономы пришли к следующему молчаливому соглашению: на главной последовательности звезды одинакового спектрального класса имеют равную массу. Существующие здесь неопределенности ограничивают в известной мере полноту наших знаний.

Тем не менее, можно сказать, что современный астроном-наблюдатель может, в принципе, определить светимость,  температуру, радиус, химический состав и массу звезды. Еще в начале века стали складываться представления о том, что эти величины не являются независимыми. Датский астроном Е.Герцшпрунг и американец Г.Рессел независимо друг от друга установили отчетливую корреляцию между светимостью звезд и их спектральным классом.

Давайте посмотрим на знаменитую диаграмму Герцшпрунга – Рессела. По оси ординат отложены абсолютные звездные величины (светимости), а по оси абсцисс – спектральные классы. Если на эту диаграмму нанести положение большого количества звезд, то образуется отчетливая и сравнительно узкая полоса. Она называется «главной последовательностью». Справа и вверху от главной последовательности расположена группа гигантов, а в самом верхнем правом углу находятся сверх­гиганты.

Это звезды высокой светимости, но относятся они к спектральным классам К и М, температура их поверхности сравнительно низка. Следовательно, радиусы этих звезд огромны – в десятки раз больше радиуса нашего Солнца.
В левом нижнем углу диаграммы расположены звезды малой светимости, белого цвета. Это – знаменитые «белые карлики».

Ясно, что диаграмму Герцшпрунга – Рессела можно построить и для отдельных скоплений звезд, в частности, для уже упоминавшихся шаро­вых скоплений. Это очень важно, поскольку считается, что все звезды скопления образовались из одного газопылевого облака и имеют примерно равный возраст.

Для различных скоплений вид диаграмм Герцшпрунга – Рессела может заметно отличаться. Но в любом случае диаграммы показывают на совершенно определенные закономерности в расположении звезд в них и на отчетливую связь между светимостью и спектром. Поэтому изучение диаграмм Герцшпрунга – Рессела лежит в основе теории эволюции звезд.

Если рассмотреть теперь связь между светимостью и массой, то ста­нет ясно, что для звезд главной последовательности светимость и спектр звезды в первом приближении определяются ее массой. Этот факт чрез­вычайной важности, и задача теории звездной эволюции – выявить конкретные физические механизмы, определяющие эти зависимости. Если мы еще раз посмотрим на главную последовательность, то наверняка обратим внимание на то, чем больше масса звезды, тем больше ее светимость, радиус и поверхностная температура.

В Галактике имеется как минимум два различных типа звездного населения. Население первого типа состоит из звезд, расположенных главным образом  в  плоскости диска  Галактики, на заметных расстояниях от ее центра. Население второго типа характерно для шаровых скоплений и. соответственно, центрального района Галактики, поскольку они концентрируются главным образом к центру Млечного Пути. Звезды, имеющие различное пространственное распределение, заметно отличаются и по химическому составу. Так, например, звезды шаровых скоплений обедне­ны тяжелыми элементами по срав­нению со звездами диска, а это свидетельствует о различии в возрасте звезд. Пространственному распределению в Галактике горячих массивных звезд очень хорошо соответствует распределение облаков межзвездного газа. Это сильный аргумент в пользу образования звезд путем конденсации газопылевых облаков.

Конечно же, короткая информация о типах населений и диаграмма Герцшпрунга – Рессела отнюдь не исчерпывают все характеристики звезд. Но поскольку мы сейчас переходим к новому разделу «Мира астрономии», нам нужны «ключевые слова». Мы должны узнать новую терминологию и иметь представление об основных и самых простых характеристиках звезд. С этим багажом мы уже можем отправиться в удивительно интересное путешествие по миру звезд, где многие объекты не укладываются ни в какие диаграммы и типы населений. Более того, они не укладываются и в обычные челове­ческие представления.

Послетекстовые задания

Задание 1. Составьте вопросный, тезисный и назывной планы к тексту «Характеристика звезд». Перескажите текст, пользуясь составленным тезисным планом.

Задание 2. Прочитайте текст. Найдите в нем следующие лексико-грамматические особенности научного стиля:

  • терминологическая лексика;
  • лексика с отвлеченным значением;
  • отсутствие эмоциональной лексики;
  • сложные предложения с союзной связью;
  • настоящее время глагола;
  • производные предлоги.

Задание 3. Выпишите из текста:

общенаучная лексика терминология (физическая)
   

Задание 4. Используя таблицу из задания 3, составьте словосочетания со словами, относящимися к общенаучной лексике. Укажите вид связи и тип отношений в словосочетаниях.

Задание 5. Пользуясь таблицей, самостоятельно составьте аннотацию к тексту.

Категория: А.Н.Юрьев. Русский язык для физиков: Хрестоматия | Добавил: admin
Просмотров: 920 | Загрузок: 0 | Рейтинг: 3.0/1
Всего комментариев: 0
Добавлять комментарии могут только зарегистрированные пользователи.
[ Регистрация | Вход ]
Copyright MyCorp © 2020 При использовании материалов сайта ссылка на ресурс обязательна