Разработка модели эволюции звезд - Дипломная работа

«Разработка модели эволюции звезд»Компьютерное моделирование как разновидность мысленного эксперимента играет важную роль в науке, позволяя получать новые знания в ситуациях, когда нет возможности провести реальный эксперимент изза физических, экономических, экологических и других причин. Они вписываются в рамки традиционного обучения, используются с успехом на различных по содержанию и организации учебных и внеклассных занятиях, а также способствуют активному включению обучаемого в учебно-воспитательный процесс, поддерживают интерес. Дидактическими особенностями компьютера явлюятся: информационная насыщенность, возможность преодолевать существующие временные и пространственные границы; возможность глубокого проникновения в сущность изучаемых явлений и процессов; показ изучаемых явлений в развитии, динамике; реальность отображения действительности; выразительность, богатство выразительных приемов, эмоциональная насыщенность [17]. Такое богатство возможностей компьютера позволяет внимательнее отнестись к изучению его в роли нового дидактического средства. Задачами диплома являются: · Рассмотреть возможности применения компьютерного моделирования в науке и обучении.В различные эпохи человечество придумывало все новые и новые способы изучения небесных тел, что двигало весь научных прогресс и во многом определяло эпоху, как и личности, которые делали великие открытия, но часты были отвергнуты общественностью. Так, люди, пытаясь понять принципы, по которым существует наша звезда, смогли понять, как существуют тела в далеких галактиках и различных временных промежутках. По горизонтальной оси отложены спектральные классы (или температуры) звезд, а по вертикальной - светимости (или абсолютные звездные величины звезд). “Каждой звезде соответствует точка диаграммы, получившей название диаграммы «спектр - светимость» или диаграммы Герцшпрунга - Рессела (Г - Р). Диаграмма «спектр - светимость» показывает, что звезды конкретного спектрального класса не могут иметь произвольную светимость и, наоборот, звезды с определенной светимостью не могут иметь любую температуру.Наиболее близкой к нам звездой является Солнце, поэтому есть возможность подробно изучать его характеристики и на основе этих данных делать сравнение с другими звездами для большей наглядности. Еще в XVII веке Галилей, проводя наблюдения, обнаружил на Солнце темные пятна и по их вращению сделал вывод о вращении самого Солнца вокруг своей оси. Можно определить состав атмосферы Солнца, сопоставляя линии спектра Солнца с линиями в спектрах химических элементов, изучаемых в лабораторных условиях. Самый распространенный элемент на Солнце - водород (~70% всей массы), гелий (более 28%), который был впервые открыт на Солнце за 30 лет до его открытия на Земле. Благодаря наблюдениям за Солнцем была создана теория эволюции звезд и сделаны важнейшие открытия в различных областях астрофизики, химии, физики термоядерных реакций и других.В 1967 году в Кембриджской обсерватории Джоселин Белл и Энтони Хьюиш изучали звезды и нашли нечто совершенно экстраординарное. Это был очень похожий на звезду объект, который как бы излучал быстрые импульсы радиоволн. Если нейтронная звезда располагается своим полюсом к Земле, то мы можем видеть радиоволны каждый раз, как только один из полюсов попадает в наш ракурс. В пульсаре гравитация уплотняет их, пока не образуется объект, состоящий в основном из нейтронов, упакованных настолько плотно, что они больше не могут существовать как обычное вещество. Физик Сабрахманьян Чандрасекар предположил, что если масса ядра разрушенной звезды в 1,4 раза больше массы Солнца, протоны и электроны будут объединятся в нейтроны в нейтронной звезде.Изза огромных масс они имеют короткую для звезд продолжительность жизни - от 30 до нескольких сотен миллионов лет Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра. У этих звезд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс еще не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвездного облака. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза - углерода, затем кремния, магния - и так далее, по мере роста ядерных масс.Согласно диаграмме Герцшпрунга - Рассела, красный карлик - маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или поздний К. Красные карлики довольно сильно отличаются от других звезд.

Содержание

Введение

Глава 1. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела и эволюция звезд

1.1 Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

1.2 Эволюция звезд класса Солнца и более массивных звезд

1.3 Нейтронные звезды и пульсары

1.4 Звезды с массой больше 8 солнечных масс

1.5 Красные карлики

1.6 Белые карлики

1.7 Черные дыры

1.8 Выводы по первой главе

Глава 2. Разработка динамической модели эволюции звезд

2.1 Принципы компьютерного моделирования

2.2 Выбор средства программной реализации

2.3 Описание функций

2.4 Средства библиотеки PYGAME

2.5 Описание общего алгоритма

2.6 Создание дистрибутива

2.7 Получение обратной связи от студентов и сравнение со старой моделью

2.8 Описание вариантов работы динамической модели

2.9 Выводы по второй главе

Заключение

Список литературы

Примечание