Презентація на тему "фізична природа зірок". Реферат: Еволюція і будова галактики Температура і розміри зірок презентація
ФІЗИЧНА ПРИРОДА СОНЦЯ
Сонце являє собою центральне тіло нашої планетної системи і найближчу до нас зірку.
Середня відстань Сонця від Землі одно 149,6 * 10 6 км, його діаметр в 109 разів більше земного, а обсяг в 1300 000 разів більше обсягу Землі. Так як маса Сонця становить 1,98 * 10 33 г (333000 мас Землі), то відповідно до його обсягом знаходимо, що середня щільність сонячної речовини дорівнює 1,41 г / см 3 (0,26 середньої щільності Землі). За відомими значеннями радіусу і маси Сонця можна визначити, що прискорення сили тяжіння на його поверхні досягає 274 м / сек 2, або в 28 разів більше, ніж прискорення сили тяжіння на поверхні Землі.
Сонце обертається навколо осі проти годинникової стрілки при спостереженні з північного полюса екліптики, т. Е. В тому ж напрямку, в якому обертаються навколо нього все планети. Якщо дивитися, на диск Сонця, то його обертання відбувається від східного краю диска до західного. Вісь обертання Сонця нахилена до площини екліптики під кутом 83 °. Але Сонце обертається не як тверде тіло. Сидеричний період обертання його екваторіальній зони дорівнює 25 добу, поблизу 60 ° гелиографической (відрахувати від сонячного екватора) широти він становить 30 добу, а біля полюсів досягає 35 сут.
При спостереженні Сонця в телескоп помітно ослаблення його яскравості до країв диска, так як через центр диска проходять промені, що йдуть з більш глибинних і гарячих частин Сонця.
Шар, що лежить на кордоні прозорості речовини Сонця і випускає видиме випромінювання, називається фотосферою. Фотосфера не є рівномірно яскравою, а виявляє зернисту будову. Світлі зерна, що покривають фотосфери, називаються гранулами. Гранули - нестійкі утворення, тривалість їх існування - близько 2-3 хв, а розміри коливаються в межах від 700 до 1400 км . На поверхні фотосфери виділяються темні плями і світлі області, звані факелами. Спостереження за плямами і смолоскипами дозволили встановити характер обертання Сонця і визначити його період.
Над поверхнею фотосфери розташована сонячна атмосфера. Її нижній шар має товщину близько 600 км. Речовина цього шару вибірково поглинає світлові хвилі таких, довжин, які воно саме здатне випромінювати. При переизлучение відбувається розсіювання енергії, що і є безпосередньою причиною появи основних темних фраунгофероних ліній в спектрі Сонця.
наступний шар сонячної атмосфери - хромосфера має яскраво-червоний колір і спостерігається при повних сонячних затемнення у вигляді червоного кільця, що охоплює темний диск Місяця. Верхня межа хромосфери постійно хвилюється, і тому товщина її коливається від 15000 до 20000 км.
З хромосфери викидаються протуберанці - фонтани розпечених газів, видимі неозброєним оком під час повного сонячного затемнення. Зі швидкістю 250-500 км / сек вони піднімаються від поверхні Сонця на відстані, рівні в середньому 200000 км, а деякі з них досягають висоти до 1500 000 км.
Над хромосферою розташована сонячна корона, видима при повних сонячних затемнення у вигляді навколишнього Сонце сріблясто-перлового ореолу.
Сонячну корону поділяють на внутрішню і зовнішню. Внутрішня корона тягнеться до висоти близько 500 000 км і складається з розрідженій плазми - суміші іонів і вільних електронів. Колір внутрішньої корони подібний сонячного, а випромінювання її представляє собою світло фотосфери, рассеяннийна вільних електронах. Спектр внутрішньої корони відрізняється від сонячного спектра тем, що в ньому не спостерігаються темні лінії поглинання, але зате спостерігаються на тлі безперервного спектра лінії випромінювання, найбільш яскраві з яких належать багаторазово іонізованному залозу, нікелю і некотооим іншим елементам. Так як плазма вельми розріджена, то швидкість руху вільних електронів (а відповідно і їх кінетична енергія) настільки велика, що температура внутрішньої корони оцінюється приблизно в 1 млн. Градусів.
Зовнішня корона тягнеться до висоти більш ніж в 2 млн. км. До її складу входять дрібні тверді частинки, які відбивають сонячне світло і надають їй світло-жовтий відтінок.
В останні роки було встановлено, що сонячна корона поширюється значно далі, ніж передбачалося раніше. Найбільш віддалені від Сонця частини сонячної корони - сверхкорона - простягаються за межі земної орбіти. У міру віддалення від Сонця температура сверхкорони поступово знижується, а на відстані Землі становить приблизно 200 000 °
Сверхкорона складається з окремих розріджених електронних хмар, "вморожених" в магнітне поле Сонця, які з великими швидкостями рухаються від нього і, досягаючи верхніх шарів земної атмосфери, іонізують і нагрівають її, надаючи тим самим вплив на кліматичні процеси.
Міжпланетний простір в площині екліптики містить дрібний пил, що виробляє явище зодіакального світла. Це явище полягає в тому, що навесні після заходу Сонця на заході або восени перед сходом Сонця на сході іноді спостерігається слабке сяйво, що виступає з-під горизонту у вигляді конуса.
Спектр Сонця є спектром поглинання. На тлі безперервного яскравого спектра розташовуються численні темні (фраунгоферові) лінії. Вони виникають при проходженні променя світла, що випускається розпеченим газом через більш холодне середовище, утворену тим же газом. При цьому на місці яскравою лінії випромінювання газу спостерігається темна лінія його поглинання.
Кожен хімічний елемент має властивий тільки йому лінійчатий спектр, тому з вигляду спектра можна визначити хімічний склад світиться тіла. Якщо ж яке випромінює світло речовина є хімічною сполукою, то в його спектрі видно смуги молекул і їх з'єднань. Визначивши довжини хвиль всіх ліній спектра, можна встановити хімічні елементи, що утворюють випромінює речовина. За інтенсивністю спектральних ліній окремих елементів судять про кількість приналежних їм атомів. Тому спектральний аналіз дозволяє вивчати не тільки якісний, але і кількісний склад небесних світил (точніше, їх атмосфер) і є найважливішим методом астрофізичних досліджень.
На Сонці знайдено близько 70 відомих на Землі хімічних елементів. Але в основному Сонце состоітіз двох елементів:
водню (близько 70% по масі) і гелію (близько 30%). З інших хімічних елементів (всього 3%) найбільшого поширення мають азот, вуглець, кисень, залізо, магній, кремній, кальцій і натрій. Деякі хімічні елементи, наприклад хлор і бром, на Сонце ще не виявлені. В спектрі сонячних плям знайдені також смуги поглинання хімічних сполук: циана (СN), окису титану, гідроксилу (ОН), вуглеводню (СН) та ін.
Сонце являє собою грандіозний джерело енергії, безперервно розсіює світло і тепло в усіх напрямках. На Землю надходить близько 1: 2000000000 всієї випромінюваної Сонцем енергії. Кількість енергії, що отримується Землею від Сонця, визначається за значенням сонячної постійної. Сонячної постійної називається кількість енергії, одержуваної в хвилину 1 см 2 поверхні, розташованої на межі земної атмосфери перпендикулярно до сонячних променів. У заходах теплової енергії сонячна постійна дорівнює 2 кал / см 2 * хв, а в системі механічних одиниць вона виражається числом 1,4-10 6 ерг / сек см 2.
Температура фотосфери близька до 6000 ° С.Она випромінює енергію майже як абсолютно чорне тіло, тому ефективну температуру сонячної поверхні можна визначити за допомогою закону Стефана-Больцмана:
де Е - кількість енергії в ергах, що випромінюється в 1 сек. 1 см 2 сонячної поверхні; s \u003d 5,73 10 -5 ерг / сек * град ^4 см 2 - постійна, встановлена \u200b\u200bз досвіду, і Т - абсолютна температура в градусах Кельвіна.
Кількість енергії, що проходить через поверхню кулі, описаного радіусом в 1 а. е. (150 10" см), одно е =4*10 33 ерг / сек * см 2. Ця енергія випромінюється всією поверхнею Сонця, тому, розділивши її величину на площу сонячної поверхні, можна визначити значення Е і обчислити температуру поверхні Сонця. Виходить E \u003d 5800 ° К.
Існують і інші методи визначення температури поверхні Сонця, але всі вони різняться за результатами їх застосування, так як Сонце випромінює не зовсім як абсолютно чорне тіло.
Безпосереднє визначення температури внутрішніх частин Сонця неможливо, але в міру наближення до його центру вона повинна швидко зростати. Температура в центрі Сонця обчислюється теоретично з умови рівноваги тиску і рівності приходу і витрати енергії в кожній точці об'єму Сонця. За сучасними даними, вона досягає 13 млн. Градусів.
При температурних умовах, мають місце на Сонце, все його речовина знаходиться в газоподібному стані. Так як Сонце перебуває в тепловій рівновазі, то в кожній його точці повинні компенсуватися сила тяжіння, спрямована до центру, і сили газового і світлового тиску, спрямовані з центру.
Висока температура і великий тиск в надрах Сонця обумовлюють багаторазову іонізацію атомів речовини і значну його щільність, ймовірно перевищує 100 г / см 3, хоча і в цих умовах речовина Сонця зберігає властивості газу. Численні дані приводять до висновку про те, що протягом багатьох мільйонів років температура Сонця залишається незмінною, незважаючи на велику витрату енергії, що викликається випромінюванням Сонця.
основним джерелом сонячної енергії є ядерні реакції. Одна з найбільш ймовірних ядерних реакцій, звана протон-протонної, полягає в перетворенні чотирьох ядер водню (протонів) в ядро \u200b\u200bгелію. При ядерних перетвореннях виділяється велика кількість енергії, яка проникає до сонячної поверхні і випромінюється в світовий простір.
Енергію випромінювання можна підрахувати за відомою формулою Ейнштейна: Е = тс 2, де Е - енергія; т - маса і з - швидкість світла в порожнечі. Маса ядра водню становить 1,008 (атомних одиниць маси), тому маса 4 протонів дорівнює 4 1,008 \u003d 4,032 а. е. м. Маса утворився ядра гелію становить 4,004 а. е. м. Зменшення маси водню на величину 0,028 а. е. м. (Це становить 5 * 10 -26 г) призводить до виділення енергії, що дорівнює:
Загальна потужність випромінювання Сонця становить 5 * 10 23 л. с. Внаслідок випромінювання Сонце втрачає 4 млн. т речовини в секунду.
Сонце є також джерелом випромінювання радіохвиль. Загальна потужність радіовипромінювання Сонця в діапазонах хвиль від 8 мм до 15 м невелика. Таке радіовипромінювання "спокійного" Сонця виходить від хромосфери і корони і є тепловим випромінюванням. Коли ж на Сонце з'являються у великій кількості плями, факели і протуберанці, потужність радіовипромінювання збільшується в тисячі разів. Особливо великі сплески радіовипромінювання "обуреного" Сонця виникають в періоди сильних спалахів в його хромосфері.
Спектральний КЛАСИФІКАЦІЯ І ФІЗИЧНА ПРИРОДА ЗІРОК
Різноманітні і важливі відомості про фізичну природу зірок, які має сучасна астрономія, були отримані за результатами вивчення випромінюваного ними світла. Вивчення природи світла проводиться методами фотометрії і спектрального аналізу.
В середині XIX століття французький філософ-ідеаліст Огюст Конт стверджував, що хімічний склад небесних світил залишиться назавжди невідомим для науки. Однак незабаром методами спектрального аналізу на Сонце і зірках були відкриті хімічні елементи, відомі на Землі.
В наш час вивчення спектрів дозволило не тільки встановити хімічний склад зірок, але також виміряти їх температури, світності, діаметри, маси, густини, швидкості обертання і поступальної ходи, а також визначити відстані до тих далеких зірок, тригонометричні паралакси яких є по малості їх недоступними для вимірювань.
Фізична природа зірок дуже різна, а тому і їх спектри відрізняються великою різноманітністю. Зірки, як і Сонце, мають безперервні спектри, пересічені темними лініями поглинання, а це і доводить, що кожна зірка є розпечене газове тіло, що дає неперервний спектр і оточене холоднішою атмосферою.
Лінії зоряних спектрів ототожнені з лініями відомих на Землі хімічних елементів, що є доказом матеріального єдності Всесвіту. Всі зірки складаються з одних і тих же хімічних елементів, переважно з водню і гелію.
Причина великої різниці зоряних спектрів визначається не стільки різницею хімічного складу зірок, скільки різним ступенем іонізації речовини зоряних атмосфер, яка визначається в основному температурою. Сучасна класифікація зоряних спектрів, створена на Гарвардської обсерваторії (США) за результатами вивчення більш ніж 200 000 зірок, заснована на ототожненні приналежності ліній поглинання відомим хімічним елементам і оцінці їх відносної інтенсивності.
Попри всю різноманітність зоряних спектрів їх можна об'єднати в невелике число класів, що містять подібні між собою ознаки і поступово переходять один в інший з утворенням безперервного ряду. Основні класи Гарвардської класифікації позначені буквами латинського алфавіту О, В, А, F , G , К, М, утворюють ряд, відповідний зменшення температур зірок. Для деталізації спектральних показників в кожному класі введені десяткові підрозділи, що позначаються цифрами. Позначенню А0 відповідає типовий спектр класу А; А5 позначає спектр, середній між класами А і F ; A9 - спектр, набагато ближчий до F0 , ніж до А0.
У таблиці наведено характеристики спектрів, що відповідають їм температури і типові зірки по кожному з спектральних класів.
| спектральний клас | Характеристика спектру поглинання | температура поверхні | Тіпіщие звезхи |
| 0 | Лінії іонізованих гелію, | 35 000 ° | До Орпона |
| (Блакитні зірки) | азоту, кисню і кремнію | ||
| В | Лінії гелію і водню | 25000 ° | Спіка |
| (Юлубовато-бслие | |||
| зірки) | |||
| А | Лінії водню мають мак | 10000 ° | Сірічс |
| (Білі зірки) | максимальних інтенсивність. за | ||
| метн лінії іонізованого | |||
| кальцію. з'являються слабкі | |||
| лініїпоглинання металів | |||
| Р | Лінії водню слабшають. | 7500 ° | Проц: він |
| (Жовтуваті зірки) | Інтенсивні лінії нейтрально | ||
| го і іонізованого кальцію. | |||
| Лінії металів поступово | |||
| посилюються | |||
| 0 | Лінії водню ще більш | 6000 ° | Сольна |
| (Жовті зірки) | слабшають. численні | ||
| лініїпоглинання металів | |||
| До | Лінії металів дуже интен | 4500 ° | Аркт-у-р |
| (Помаранчеві зірки) | сивная. Інтенсивна смуга вугіллі | ||
| водню СН. слабкі лінії | |||
| поглинання окису титану ТЮГ | |||
| М | Лінії нейтральних металів | 3500 ° | Бетел.- |
| (Червоні зірки) | дуже сильні. інтенсивні по | гейзе | |
| -смуги поглинання молекулярних | |||
| з'єднань |
Крім основних спектральних класів, існують додаткові класи R , N, S нечисленних зірок, температура яких нижче 3000 °.
Наведені в таблиці температури відносяться до поверхневих шарів зірок, в надрах їх панують температури порядку 10-30 млн. Градусів. Висока температура забезпечує протікання самовільних ядерних реакцій, т. Е. Процесів, розглянутих раніше.
Колір зірки залежить від її температури. Холодні зірки випромінюють переважно в довгих хвилях, відповідних червоній частині спектра, а гарячі - в коротких хвилях, які подаються фіолетовою частиною спектра.
Людське око найбільш сприйнятливий до жовто-зеленим променям, і звичайна фотографічна пластинка - до синіх і фіолетовим променям спектра. Внаслідок цього при спостереженні зірок візуальним і фотографічним методами для однієї і тієї ж зірки отримують різні зоряні величини.
В астрономії колір вимірюють, порівнюючи величини зірки, певні візуально і по фотографіях, і оцінюють його показником кольору, який представляє собою різницю фотографічної і візуальної величин зірки:
Умовно вважають, що для зірок спектрального класу А 0 показник кольору дорівнює кулю. Показник кольору більш холодних зірок - величина позитивна, так як вони інтенсивно випромінюють в довгих хвилях, до яких найбільш чутливий очей. Показник кольору гарячих зірок - величина негативна, оскільки їх випромінювання переважно короткохвильове, а фотопластинка найбільш сприйнятлива до синім і фіолетовим променям.
Залежності між показниками кольору і спектрами зірок встановлюються емпірично. Складають таблицю, з якої за показником кольору зірки наближено визначають її спектральний клас.
Основними факторами, що визначають кількість випромінюваної енергії, є температура і площа випромінюючої поверхні зірки. Дослідження спетімостей зірок призвело до поділу їх на дві характерні групи: зірки-гіганти і зірки-карлики. Зірки-гіганти мають високу світність і великою площею випромінювання (великим обсягом), але мають малу щільність речовини. Зірки-карлики характеризуються низькою світністю, малим обсягом і значною щільністю речовини.
Різниця між гігантами і карликами найбільш різко проявляється у зірок спектральних класів М і К, у яких різниця в світності досягає 9 m_ 10 m, т. е. червоні гіганти в 5-10 тис. разів яскравіше червоних карликів. У жовтуватих і жовтих зірок класів F та G поряд з гігантами і карликами численні також і зірки проміжних светимостей.
Для характеристики светимостей зірок попереду великої літери їх спектрального класу додатково пишуться малі літери: g - для зірок-гігантів і d - для зірок-карликів. Капела gG0 - гігант класу G0, Сонце dG 3 - карлик класу G 3 і т.д.
СУЧАСНІ УЯВЛЕННЯ ПРО ВИНИКНЕННЯ І ЕВОЛЮЦІЇ ЗІРОК
Розділ астрономії, в якому вивчаються питання походження і розвитку небесних тіл, називається космогонією. Космогонія досліджує процеси зміни форм космічної матерії, що призводять до утворення окремих небесних тіл і їх систем, і спрямування їх подальшої еволюції. Космогонічні дослідження приводять і до вирішення таких проблем, як виникнення хімічних елементів і космічних променів, поява магнітних полів і джерел радіовипромінювання.
Рішення космогонічних проблем пов'язано з великими труднощами, так як виникнення і розвиток небесних тіл відбувається настільки повільно, що простежити ці процеси шляхом безпосередніх спостережень неможливо; терміни протікання космічних подій такі великі, що вся історія астрономії в порівнянні з їх тривалістю представляється миттю. Тому космогонія з зіставлення одночасно спостережуваних фізичних властивостей небесних тіл встановлює характерні риси послідовних стадій їх розвитку.
Недостатність фактичних даних призводить до необхідності оформляти результати космогонічних досліджень у вигляді гіпотез, тобто наукових припущень, заснованих на спостереженнях, теоретичних розрахунках і основних законах природи. Подальший розвиток гіпотези показує, якою мірою вона відповідає законам природи і кількісній оцінці передбачених нею фактів.
Висновки космогонії, що призводять до утвердження матеріального єдності Всесвіту, закономірності відбуваються в ній процесів і причинного зв'язку всіх спостережуваних явищ мають глибокий філософський зміст і служать обгрунтуванням наукового матеріалістичного світогляду.
Виникнення і еволюція зірок є центральною проблемою космогонії.
В спостерігається картині будови Галактики здійснюється розподіл зірок по їх віковим групам. Крім кульових і розсіяних зоряних скупчень, в Галактиці є особливі групи зірок, однорідних за своїми фізичними характеристиками. Вони відкриті акад. В.А. Амбарцумяном і названі зоряними асоціаціями. Зоряні асоціації є нестійкими утвореннями, так як складові їх зірки з великими швидкостями розбігаються в різних напрямках. Цим визначається швидкий темп їх розпаду і нетривалість часу існування, що не перевищує декількох мільйонів років. Тому наявність зірок в асоціації свідчить про їх недавньому виникненні, оскільки вони ще не встигли вийти з асоціації і змішатися з оточуючими зірками.
Дослідження зіркових асоціацій призвело акад. В.А. Амбарцумяна до висновку про те, що зірки Галактики виникли неодночасно, що утворення зірок являє собою незакінчений процес, що триває і в даний час, і що зоряні асоціації є тими місцями Галактики, в яких відбулося групове формування зірок.
У сучасній космогонії з питання про виникнення зірок існують дві точки зору: 1) зірки виникають в процесі розпаду надщільних тіл, що веде до зменшення щільності речовини, і 2) зірки утворюються в результаті гравітаційної конденсації розсіяного речовини, що супроводжується збільшенням його щільності. Однак результати спостережень не дозволяють в даний час віддати перевагу будь-якій з них.
Відповідно до гіпотези, запропонованої акад. В. А. Амбарцумяном зірки утворюються з надщільного дозвездной матерії, що викидається при вибухах, що відбуваються в ядрах галактик. Ядра галактик містять невеликі за розмірами тіла, на багато порядків перевершують по масі зірки, відмінні по своїй фізичній природі від зірок і дифузійної матерії. Ці занадто щільні тіла, мабуть, являють собою нову форму матерії, невідому сучасній науці. Розпад надщільних тіл - протозвезд призводить в подальшому до одночасного утворення зіркових груп - асоціації. Однак В.А. Амбарцумян не розглядає механізму перетворення протозвезд в зоряні групи і скупчення.
Гіпотеза походження зірок з дифузійної матерії була розроблена деякими американськими вченими та іншими астрономаміі Стиснення розрідженій газово-пилової середовища під дією сил тяжіння і магнітного поля Галактики призводить до утворення окремих згустків, що представляють собою протозвезди - глобули. Триваюче стиснення протозірки веде до підвищення тиску і температури веенедрах. Коли температура в центрі протозірки досягає декількох мільйонів градусів, там починаються термоядерні реакції перетворення водню в гелій, що супроводжується виділенням великої кількості енергії.
З цього часу стиснення протозірки припиняється, оскільки гравітаційні сили врівноважуються газовим і світловим тиском, порівняно скоро протозвезда стає зіркою головної послідовності діаграми спектр-світність. Період формування зірки з дифузійної матерії залежить від маси початкового згущення і триває не більше 100 млн. Років.
На головній послідовності зірка проводить більшу частину часу свого існування, до тих пір поки не "вигорить" водень в її центральній частині. Для зірки з масою, що дорівнює масі Сонця, цей час становить близько 10 млрд. Років. Масивні гарячі зірки випромінюють так багато енергії, що їх водню вистачає тільки на кілька мільйонів років. В період перебування на головній послідовності зірка зберігає майже незмінними радіус, температуру поверхні і світність.
Коли вигоряння водню в ядрі зірки закінчується, тиск зсередини вже не може врівноважити тяжіння і ядро \u200b\u200bзірки починає стискатися. Стиснення ядра супроводжується підвищенням температури. Дедалі більше випромінювання розширює оболонку зірки, збільшує її світність. Подальша еволюція зірки залежить від її маси. Більшість вчених вважає, що зірки невеликої маси, яку можна порівняти з сонячною, перетворюються на білих карликів.
Еволюція зірки в разі її виникнення в результаті розпаду надщільного протозвезди повинна мати інший характер, оскільки після утворення зірки в її надрах ще зберігається частина надщільного дозоряної речовини. Про його наявності може свідчити, наприклад, різка зміна блиску спалахують неправильних змінних зірок. Процес спалаху нагадує вибух і може бути пояснений виносом дозоряної речовини з надр зірки на її поверхню, що супроводжується звільненням великої кількості егергіі.
При будь-якому характері еволюції відбувається зміна хімічного складу зірки в результаті утворення в її надрах більш важких хімічних елементів.
В процесі своєї еволюції зірка безперервно втрачає масу не тільки за рахунок випромінювання, а й шляхом розсіювання речовини своєї атмосфери, що є одним з джерел поповнення міжзоряного дифузійної матерії.
ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАНЕЙ І РОЗМІРІВ ГАЛАКТИК
У другій половині XVIII століття крім зірок було помічено на небі чимало нерухомих туманних плям - туманностей. Природа більшості їх довгий час залишалася спірною. Тільки в середині 20-х років нашого століття з'ясувалося, що більшість їх є грандіозні зоряні системи, за своїми розмірами можна порівняти з нашою Галактикою. Тому вони отримали назву галактик.
Сукупність усіх галактик становить найбільшу відому нам систему, звану Метагалактикою. До її кордонів ми не дісталися ще, і чи має вона центр - невідомо.
Ця проблема була кардинальної для з'ясування питання про природу таких туманних плям і про їх місце у Всесвіті, центр якої людина перенесла з Землі спочатку до Сонця, потім до центру нашої Галактики,
до середини XX століття галактики багатьма вважалися невеликими об'єктами, що знаходяться всередині нашої Галактики разом із зоряними скупченнями і газовими туманностями. Вважали навіть в 20-х роках, що це лінзи, що складаються з пилу і освітлені зсередини однією яскравою зіркою в їх центрі. Шлях до визначення відстані відкрили співробітники Гарвардської обсерваторії, а потім Лундмарк і Хаббл. Перші з них встановили, що в Магелланових хмарах, що виглядають як уривки Чумацького Шляху, видно багато цефеїд - періодичних змінних зірок, у яких період зміни блиску зростає з їх видимим блиском. Навколо Магелланових Хмар цефеїд практично не було видно, і було ясно, чтоих видима концентрація в хмарах є результат просторової концентрації в них цефеїд, а відмінності їх видимого блиску відповідають розбіжностям в їх справжню силу світла - в світності. Так було відкрито найважливіше властивість цефеїд, що виявилося справедливим всюди, а саме існування співвідношення період - світність. Встановивши (насилу через їх дальності від нас) світності найближчих до нас цефеїд різного періоду, можна було з порівняння їх видимого блиску в нашій Галактиці і в Магелланових хмарах встановити, у скільки разів останні від нас далі, ніж найближчі до нас цефеїди. Виявилося, що Магелланові Хмари знаходяться за межами нашої Галактики. Лінійний розмір їх, визначається по видимому кутовому розміру і вже відомому тепер віддалі, виявився в кілька разів менше нашої Галактики, але все ж вони представляють собою гігантські зоряні системи. Вони містять мільйони зірок, газові туманності і сотні зоряних скупчень, подібних до наших. Магелланові Хмари були першими системами, відкритими за кордоном нашої Галактики. Але вони мають неправильну клоччасту форму, і це ще нічого поки не говорило про природу найцікавіших туманностей спірального виду.
Тільки в найближчих до нас галактиках можна серед найяскравіших зірок розпізнати цефеїди і, визначивши їх періоди, знайти їх відстань більш точно, ніж за новими звгздам.
У 1924 р Лундмарк і Віртц виявили по невеликій кількості виміряних вже спектрально (за принципом Доплера - Фізо) променевих швидкостей, що галактики віддаляються від нас в усіх напрямках і тим швидше, чим вони далі від нас. Швидкість цього видалення Хаббл визначив близько 1930 в 550 км / с на кожен мегапарсек відстані, і тому відкриття червоного зсуву приписується зазвичай йому. Безперервні перевірки ефекту, головним чином за рахунок збільшення шкали відстаней до найближчих галактик, до теперішнього часу довели постійну Хаббла до значень близько 50 км / (с Мпс), але більшість астрофізиків все ще вважає за краще користуватися більш раннім визначенням Але \u003d 75 км / (с Мпс ), можливо, вичікуючи, коли вляжеться хвиля нових результатів, хто вагається між 100 і 50 км / (с Мпс).
Будова і властивості галактик
Ці параметри є найважливішими характеристиками зоряних систем.
Маси індивідуальних галактик встановлюють, визначаючи криву їх обертання, яка в центральній області близька до твердотільної; потім відбувається поступовий перехід до обертання за законом Кеплера, коли відстані від центральної маси вже великі, навколишнє точку щільність мала і порівняно мала маса зовнішньої області. Криві обертання отримують оптичним методом, маючи в своєму розпорядженні щілину спектрографа уздовж видимої великий осі зображення галактики, причому успіх тим більше, чим ближче площину її обертання до променю зору. Вимірювання обмежуються центральної, яскравою частиною галактики і дають лише нижня межа її маси.
Детальна інтерпретація кривої обертання п знаходження па неї розподілу щільності р всередині галактики вимагають подальшого уточнення. Для цього необхідно прийняти модель галактики: плоску або модель у вигляді неоднорідного сфероида, в якому поверхні постійної щільності - подібні сфероїди, або ще більш складну форму.
Маси плоских систем починаються приблизно з 10 ^ 11 (в ступені 11) Â і зменшуються до мас зіркових скупченні.
де V - кругова швидкість в кеплеровской кривої;
R - радіус; G - гравітаційна сила.
Маси еліптичних і маси спіральних галактик можна оточити в разі пар - подвійних галактик, у яких різниця глобальних швидкостей можна припускати рівній швидкості звернення, як у спектрально-подвійних зірок. Однак тут залишається невідомим кут нахилу орбіти, і криву швидкостей визначити не можна. Ми отримуємо лише нижню межу суми мас двох галактик, як у випадку спектрально-подвійних зірок.
Вище було висвітлено низку відносяться сюди питань, але треба додати ще багато.
Форма спіральних гілок, як виявилося, добре відповідає логарифмічною спіралі
r \u003d r (0) ехр (ca),
де a \u003d pj: 180 і c \u003d сtgm, або
lg r \u003d lg r (0) + ccj,
де з \u003d (P / 180) * lg e \u003d 0,00758.
Тут m - характеристичний кут між радіусом-вектором точки спіралі і дотичній до неї. Звичайно, тут мається на увазі справжня форма гілок в їх площині, а не форма, перекручена проекцією. В середньому m \u003d 73 ° і варіює в межах 54-86 °. Перше значення відповідає широко розкритим гілкам, друге відноситься до спіралям, що наближається до кола.
Буває, що гілки мають кілька різні форми. Зустрічаються галактики з трьома-чотирма гілками і такі, у яких є гілки внутрішні і зовнішні, або "многорукавности". Вірніше сказати, у останніх гілки не суцільні, а складаються з дуг, не пов'язаних один з одним. Дво- і навіть триярусні спіральні галактики свідчать про складність цих явищ природи. Ще раніше Хаббл виявив, що є галактики з "поперечиною" - по-англійськи "бар", - в центрі якої знаходиться їх ядро, а спіральні гілки відходять від кінців бару, але є і такі, в яких гілки відходять від середини бару; останні представляють труднощі для теорії, яка вважає гілки "закінченням" з бару. Виявлено протягом газу від ядра вздовж бару зі швидкостями до 100 км / с. В області спіральних гілок в більшості випадків обертання близько до твердотельному, і точка перегину на кривій обертання знаходиться там, де гілки вже не простежуються, хоча світіння системи тягнеться ще далеко. Нерідко гілки відходять немає від бару, а від периферії кільця, для якого бар є діаметром.
Багато дебатів викликало питання про направлення обертання галактик - чи йде воно так, що гілки при цьому "волочаться" або, навпаки, "розмотуються". Це важливо для теорії їх походження. Гострота питання згладилася, коли виявили галактики, що мають одночасно гілки протилежних напрямків, тобто одні "волочаться", інші "розмотувати". Якщо обертання майже твердотільних, то немає перешкод для виникнення гілок будь-якої форми.
Хаббл ввів позначення для простих спіралей - S, для "пересічених спіралей" (з баром) - SВ. Для проміжних форм (дуже короткий бар) вводилися позначення SАВ або інші. Неправильні галактики він позначав через I або Ir, але існує дві їх різновиди. Еліптичні галактики по Хабблу позначаються літерою Е з додатком цифри від 1 до 7, яка вказує ступінь стиснення, яка визначається відношенням
де а і b - видимі діаметри (зазвичай спотворені для нас проекцією). Потім він знайшов "лінзовидні" галактики з "балджем" (великим ядром), оточеним диском, в якому спіралей немає. Він їх позначив S0. Подальші спостереження показали, що класифікація Хаббла не відображає всього різноманіття існуючих форм і властивостей галактик, і було запропоновано кілька інших класифікацій, ще швидше "відставали від життя", і ми на них зупинятися не будемо.
Хаббл ввів ще такі важливі доповнення. Зараз їм доводиться надавати інший, більш глибокий сенс, ніж припускав Хаббл. Аморфні, безструктурні спіральнігілки, що не містять надгігантів і бідні газом, відзначаються приставкою а (Sа). Дуже латки гілки з безліччю гарячих зірок-гігантів і багаті газовими туманностями - приставкою з (Sс), а спіралі проміжного виду відзначаються приставкою b (Sb). Така М 31 (Sb), а М 33 є Sс. Наша Галактика може ставитися до типу Sbс - проміжна спіраль. У Sс ядра значно менше, ніж у Sb. Але у Sа, усупереч поширеній думці Хаббла, вони бувають різними.
Після багатьох спроб теоретично пояснити існування спіральних галактик при наявності не строго твердотільного обертання дуже популярною стала теорія, основи якої заклали Лін і Шу в 60-і роки.
Великий інтерес представляє знання того, як галактики розподіляються по светімостям, що в деякій мірі відображає їх розподіл і по масі, так як при однаковому складі входять до них зірок маса пропорційна світності. Це положення більш виправдано для однотипних галактик, особливо дтя еліптичних, у яких немає великої різниці ні в структурі, ні в кольорі. Але спершу намагалися отримати загальну картину для всіх типів галактик разом, і тоді здавалося, що карликових галактик з абсолютною величиною М \u003d - 16 (в ступені m) і менше мало. Але потім відкрили досить багато дуже слабких і дрібних галактик в околицях нашої Галактики.
Просторову структуру галактик типів Е і S0 можна дізнатися, обчислюючи просторові щільності в функції радіуса з результатів точної фотометрії їх поверхневої яскравості. Яскравість, виміряна в точках вздовж видимого радіуса, створюється випромінюванням всіх зірок, що лежать на промені нашого зору - на хордах сфероида. Від яскравості в проекції можна перейти за умови наявності центральної симетрії до об'ємної яскравості.
Будова Метагалактики, скупчення.
Окремі галактики часто об'єднані в пари порівнянних між собою систем або складаються з однієї великої галактики і одного або навіть декількох супутників з меншими світність, розмірами і масами.
Можна помітити і нечисленні групи галактик. Деякі з них, частіше частина їх членів, - лише випадкові проекції галактик, розташованих ближче або далі. Найбільш тісними парами і групами з членами, безумовно пов'язаними один з одним фізично, є взаємодіючі системи - гнізда і ланцюжки систем.
Нарешті, існують скупчення галактик як бідні і розсіяні, так і багаті, що концентруються до центру скупчення сотень і багатьох тисяч галактик.
Багато зусиль докладається до спроб виявити скупчення галактик - системи, які стали б одиницями вищого порядку в якості "цеглин" Метагалактики. Реальне існування їх поки не доведено
В скупченнях сильно переважають еліптичні Е і лінзоподібні галактики S0, а в загальному полі між ними численні спіралі.
Подвійні галактики. Хольмберг в Швеції склав каталог подвійних і кратних галактик в кількості близько 8007, але, на жаль, сучасним вимогам він не задовольняє. У всякому разі, гіпотезу Хольмберг, що подвійні галактики виникають в результаті гравітаційного захоплення, треба залишити. За сучасними уявленнями пари, групи і скупчення галактик, як такі, виникали на ранніх стадіях їх освіти.
І. Д. Караченцев ввів поняття про ізольованих галактиках, видиме відстань між якими в п'ять або більше разів менше відстані до іншої найближчої галактики, і склав каталог 603 пар.
Треба зауважити, що в будь-якому каталозі таких галактик немає відомостей про відстань від нас до кожної компоненти, і тому немає впевненості в реальному близькості їх компонент один до одного. Тому І. Д. Караченцев і інші астрономи наполегливо работаюлі над визначенням червоного зсуву компонент. З них вони знаходять і різниці швидкостей компонент, що допомагають оцінити масу систем і ставлення у них маси до світності.
Маса пари галактик пропорційна квадрату різниці їх швидкостей (передбачається, що їх рух орбітально) і відстані між компонентами. Але ми не знаємо нахилу до променю зору орбіти і довжини лінії, що з'єднує компоненти, і тому користуємося середніми, вероятнейшими їх величинами. Пейдж в США, який отримав швидкості багатьох пар, показав, що маси, визначені цим методом, на порядок більше мас, які могли б бути знайдені з вивчення обертання галактик або дисперсії швидкостей в них. Більш точні вимірювання швидкостей в САО на 6-метровому телескопі ця різниця у визначенні мас усувають. Половина "ізольованих пар" складається з взаємодіючих галактик. За Уайту типовий орбітальний період в парах становить 200 10 6 років, а типове відстань між ними близько 40 КПС. До 15% всіх галактик входить в пари, але поки що важко уточнити відсоток оптичних пар внаслідок випадкової проекції. Експерименти І.Д. Караченцева і А. Л. Щербанівського з використанням ЕОМ показали, що оптичних пар тільки близько 10%, але число це залежить від умов визначення поняття подвійності.
Групи. Хольмберг виділяв з поля потрійні і кратні галактики. Як не визначати їх, число об'єктів швидко убуває з переходом до все більшої кратності. З іншого боку, виділяють групи галактик; наприклад, Вокулер дав список 54 груп та їх членів. Але ці досить великі групи містять до десятків членів, переходячи, ймовірно, в бідні скупчення, бідні скупчення переходять в багаті, що складаються з сотень, а може бути, десятків тисяч членів. Майже ні для однієї групи, навіть нечисленної, немає відомостей про променевої швидкості кожного члена. З кількох даних часто можна зробити висновок, що, застосувавши теорему про віріале, ми отримаємо позитивну енергію, яка вказує на нестійкість групи. В. А. Амбарцумян трактує це як ознака молодості таких груп і вважає їх молодими.
Інші астрономи не згодні з ним і вважають, що все групи повинні бути стійкі, а це вимагає при даних швидкостях членів більшої маси; тому і говорять про "приховану масу". Групи Вокулера містять в деякій невідомою мірою галактики, лише проектуються на групу. Я. Е. Яан Ейнасто вважає, що у гігантських галактик є величезне гало (як у М 87) і вони-то і представляють "приховану масу". Однак, чим більше членів в системі, тим більше повинна бути "прихована маса", так що внесок корон був би абсолютно недостатнім, але в поширеність корон астрономи не вірять, і в загальному проблеми стійкості груп і існування "прихованих мас" ще не вирішені.
Найбільш безперечними і найбільш цікавими групами є гнізда взаємодіючих галактик; серед останніх до найменш тісним відноситься Квінтет Стефана з п'яти галактик. Але і в ньому, як у ланцюжку VV 172 і деяких інших, є член з аномальним червоним зміщенням. Арп передбачає, що такі групи викинуті з великих галактик.
Скупчення галактик. Найближче до нас скупчення галактик, скоріше, хмара їх, що включає багато великих і яскравих спіралей, що містять газ і пил, відстоїть на нас на 12 Мпс і знаходиться в скупченні Діви. Подібне ж близьке хмара знаходиться у Великій Ведмедиці. Кожне з них містить сотні галактик. Але більший інтерес представляють багаті кульові скупчення галактик, що концентруються до свого центру. Найближче з них - в волоссі Вероніки, віддалені від нас на 70 Мпс, містить за поодинокими винятками еліптичні Е і лінзоподібні галактики S0, в яких газу або зовсім немає або мало. Число галактик в скупченнях такого "правильного" типу встановлюється лише до будь-якої граничної видимої зоряної величини. Найяскравіші члени правильних скупчень є гігантськими галактиками і незмінність цих величин використовується для оцінки відстані до дуже далеких скупчень, визначення червоного зсуву яких неможливо по технічних причин. Цвикки реєстрував скупчення з числом видимих \u200b\u200bчленів не менше 50. У великих, концентрованих скупченнях, найближчих до нас, налічується понад 10000 членів. Встановлення належності до скупчення окремих членів по червоному зсуву при великому числі членів представляє надзвичайні труднощі. Підрахунки членів скупчення в функції відстані від центру роблять, віднімаючи з щільності галактик скупчення щільність галактик фону неба поблизу. Так, встановлено, що в багатьох правильних скупченнях хід числовий щільності на площі схожий з ходом числа частинок в ізотермічному газовій кулі в функції відстані від центру.
Беручи ж ширші околиці, Л. С. Шаров показав наявність в скупченнях галактик щільного ядра і великої корони; крім того, спостерігається сегрегація деяких типів галактик, наприклад сильніше концентруються до центру. найбільше число червоних зсувів (близько 50) виміряно в скупченні Кома. У таких випадках за дисперсії швидкостей членів можна оцінити масу; її можна оцінити також за функцією світності галактик в скупченні, нормалізує її і знаючи зв'язок світності з масою для еліптичних галактик. Маси багатих скупчень становлять 10 14 мас Сонця (і більше).
Несподіване компактне скупчення відкрила Р. К. Шахбазян. Воно виявилося що складається з дюжини компактних галактик. Відстань до нього так само 700 Мені, а розмір - всього 350Х180 КПС. Дисперсія променевих швидкостей в ньому нез'ясовно мала: 62 км / с. Шахбазян і Петросян відкрили потім в Бюракане ще десятки подібних по виду скупчень, але вони ще не досліджені.
Дуже важко виділити в скупченнях карликові члени, зокрема, розсіяні бідні сфероїдальні галактики типу Печі і Скульптора, так як останні погано видно через малу поверхневої яскравості, а інші важко відрізнити від галактик далекого фону. Каталог таких галактик типу Скульптора склала і досліджувала В . Е. Караченцова.
Тривалі пошуки привели до висновку, що лише в небагатьох скупченнях є вкрай слабке загальне світіння, що створюється, ймовірно, карликовими галактиками. З іншого боку, в них розсіяно невелика кількість пилу, помітно поглинає світло.
Нейтральний водень в скупченнях що невиявлений, але є радіовипромінювання, що йде від існуючого по гіпотезі Б.В. Комберг гарячого газу в коронах гігантських членів скупчення. Було знайдено в скупченнях і рентгенівське випромінювання, особливо сильне від радіогалактики NGC +1275 в скупченні Персея. Ейбелл на Паломарськая атласі неба знайшов 2712 дуже багатих скупчень, а Цвикки за тим же матеріалом виявив і обведений десятки тисяч скупчень з числом членів не менше 50 і коротко класифікував їх.
Ці дані служать матеріалом для величезної кількості спроб виявити скупчення скупчень, інакше надскупчення. Деякі автори їх не вбачають, інші вважають, що знайшли, треті вважають, що самі визначення цього поняття різні. Ті, хто вважає, що надскупчення знайдені, знаходять в їх складі всього три - чотири скупчення, що слід було б називати лише кратною галактикою, в ранг ж скупчень зараховують системи, що містять хоча б десятки зірок. Тому автор вважає, що поки ще скупчення скупчень не виявлені, хоч можуть існувати. Його думку поділяє, мабуть, і Ейбелл, раніше виділяв такі сверх-скоплеіія. Статистичні методи, що застосовуються в цих пошуках, змушені спиратися на каталог Цвикки, що дає контур скупчення. Межі навіть простих скупченні визначені дуже ненадійно. Б. І. Фесенко вважає, що при таких роботах сильне спотворення вносить невраховуваних вплив клочковатості міжгалактичного поглинання світла в пашів Галактиці. Йому також здається сумнівним твердження Вокулера, що найближчі до нас хмари і групи скупчень (ближче 5 Мпс) утворюють сплощене сверхскоплепіе з центром в скупченні Діви.
Деякі окремі випадки пізньої еволюції галактик
За останні роки багато разів намагалися створити моделі зоряного складу галактик, які б відповідали спостережуваним інтегральним спектрами яскравих (центральних) областей спіральних і еліптичних галактик. (Отримати хороші спектрограми слабо світяться, але великих частин галактик, диска і спіральних гілок поки не вдається.) У моделі повинна бути підібрана така суміш зірок різних спектрів і светимостей, щоб вона при взятих пропорціях їх числа давала спектр, подібний зі спостережуваним. Виходить, що ці області галактик повинні містити більше червоних карликів, ніж зірки поблизу Сонця. Моделі ці поки ще не цілком досконалі. Тому, навіть якщо числові дані теорії для різних стадій еволюції різних зірок вірні, розрахунки еволюції сумарного зоряного складу галактик можна ще апробувати з упевненістю. В. А. Амбарцумян, зіставляючи видиму нестійкість дрібних груп і скупчень галактик з існуванням активності ядер, прийшов до думки про ймовірність ранньої фрагментації дозоряної речовини, перетворення його в розлітаються системи зірок в асоціаціях і галактик в групах. Таку дисперсію речовини замість його конденсації він вважає що відбувається і в сучасну епоху.
Більш поширена ідея конденсації дифузного речовини в зірки, що сходить до гіпотези Гершеля. За останні роки ця гіпотеза розвинулася в теорію зореутворення при русі в газі ударної хвилі стиснення. Зореутворення в нашу епоху зв'язується з наявністю молодих гарячих зірок в області руху і стиснення холодних газів з пилом. Але системи самих галактик ставляться до дуже давньої епохи еволюції Метагалактики, і всі групи галактик і їх супутники вважаються виникли лише давним-давно.
На противагу цьому вивчення взаємодії галактик привело автора даного огляду до переконання, що іноді на периферії плоских галактик, зокрема на кінці спіральної гілки, виникають згущення маси і світіння, які відділяються кілька від спіральної гілки і з частини спіральної галактики перетворюються тим самим у її супутника. Маси їх варіюють від маси невеликої області Н I I до маси, яку можна порівняти з масою галактики-матері, як, наприклад, в загальновідомою системі М51. Приливна теорія готова приписати приливам від вже існуючого супутника саме виникнення спіральних гілок, але більшість подібних супутників так малі в масі, що не в змозі створити необхідних потужних приливних сил. Здається, фрагментація відбувається і в гніздах і в ланцюжках галактик, які повинні бути нестійкі вже через ЕА своєї форми. У досліджених до 1980 р випадках внутрішні швидкості компонент виявилися напрочуд малими.
СПИСОК ЛІТЕРАТУРИ
2. Воронцов-Вельямінов Б. А., 1978 - Позагалактична астрономія,
2-е вид.- М .: Наука.
3. Походження і еволюція галактик і зірок / Под ред. С.Б. Пікельнера.- М .: Наука, 1976.
4. Проблеми сучасної космогонії / Под ред. В. А. Аябарцумяна.-М .: Наука, 1969.
5. Бербідж Дж., Бербідж М., 1969 - Квазари.- М .: Мир.
6. Будова зоряних систем / Под ред. П. Н. Холоіова.-М .: ІЛ, 1962.
7. Зельдович Л. Б., Новіков І. Д., 1967 - Релятивістська астрофізіка.- М .: Наука.
8. Зірки і зоряні системи. / Под. ред. Д.Я. Мартинова.-М .: 1981 р
9. Волинський Б.А. , Астрономія.-М .: 1971 р
Опис презентації по окремим слайдів:
1 слайд
Опис слайда:
Білий карлик, найгарячіший з відомих, і планетарна туманність NGC 2440, 07.05.2006г Фізична природа зірок
2 слайд
Опис слайда:
Спектр λ \u003d 380 ∻ 470 нм - фіолетовий, синій; λ \u003d 470 ∻ 500 нм - синьо-зелений; λ \u003d 500 ∻ 560 нм - зелений; λ \u003d 560 ∻ 590 нм - жовто-оранжевий λ \u003d 590 ∻ 760 нм-червоний. Розподіл квітів в спектрі \u003d К О Д З Г З Ф Запам'ятати, наприклад: Як Одного разу Жак Дзвонар Міський Зламав Ліхтар. У 1859р Г.Р.Кірхгоф (1824-1887, Німеччина) і Р.В.Бунзен (1811-1899, Німеччина) відкрили спектральний аналіз: гази поглинають ті ж довжини хвиль, які випромінюють в нагрітому стані. У зірок на тлі суцільних спектрів спостерігаються темні (фраунгоферові) лінії - це спектри поглинання. У 1665г Ісаак Ньютон (1643-1727) отримав спектри сонячного випромінювання і пояснив їх природу, показавши, що колір є власне властивість світла. У 1814р Йозеф фон Фраунгофера (1787-1826, Німеччина) виявив, позначив і до 1817р докладно описав 754 лінії в сонячному спектрі (названі його ім'ям), створивши в 1814р прилад для спостереження спектрів - спектроскоп. Спектроскоп Кірхгофа-Бунзена
3 слайд
Опис слайда:
Спектри зірок спектри зірок - це їх паспорт з описом всіх зіркових закономірностей. За спектром зірки можна дізнатися її світність, відстань до зірки, температуру, Вивчення зоряних спектрів - це фундамент сучасної астрофізики. Спектрограма розсіяного скупчення «Гиади». Вільям Хеггинс (1824-1910, Англія) астроном, першим застосувавши спектрограф, почав спектроскопію зірок. У 1863р показав, що спектри Сонця і зірок мають багато спільного і що їх спостерігається випромінювання випускається гарячим речовиною і проходить через вищерозміщені шари більш холодних поглинаючих газів. Комбінований спектр випромінювання зірки. Зверху «природне» (видиме в спектроскопі), знизу - залежність інтенсивності від довжини хвилі. розмір, хімічний склад її атмосфери, швидкість обертання навколо осі, особливості руху навколо загального центру ваги.
4 слайд
Опис слайда:
Хімічний склад Хімічний склад визначається по спектру (інтенсивності фраунгоферових ліній), що залежить також від температури, тиску і щільності фотосфери, наявністю магнітного поля. Зірки складаються з тих же хімічних елементів, які відомі на Землі, але в основному з водню і гелію (95-98% маси) і інших іонізованих атомів, а у холодних зірок в атмосфері присутні нейтральні атоми і навіть молекули. У міру підвищення температури склад частинок, здатних існувати в атмосфері зірки, спрощується. Спектральний аналіз зірок класів Про, B, A (Т від 50 000 до 10 0000С) показує в їх атмосферах лінії іонізованих водню, гелію і іони металів, в класі К (50000С) виявляються вже радикали, а в класі М (38000С) - молекули оксидів. Хімічний склад зірки відображає вплив факторів: природи міжзоряного середовища і тих ядерних реакцій, які розвиваються в зірці протягом її життя. Початковий склад зірки близький до складу міжзоряної матерії з якої виникла зірка. Залишки наднової NGC 6995 - це гарячий світиться газ, що утворився після вибуху зірки 20-30 тисяч років тому. Подібні вибухи активно збагачували простір важкими елементами з яких згодом утворювалися планети і зірки наступного покоління
5 слайд
Опис слайда:
Колір зірок У 1903-1907гг. Ейнар Герцшпрунг (1873-1967, Данія) першим визначає кольору сотень яскравих зірок. Зірки мають самі різні кольори. У Арктура жовто-оранжевий відтінок, Ригель біло-блакитний, Антарес яскраво-червоний. Домінуючий колір в спектрі зірки залежить від температури її поверхні. Газова оболонка зірки поводиться майже як ідеальний випромінювач (абсолютно чорне тіло) і цілком підпорядковується класичним законам випромінювання М.Планка (1858-1947), Й.Стефана (1835-1893) і В.Віна (1864-1928), що зв'язує температуру тіла і характер його випромінювання. Закон Планка описує розподіл енергії в спектрі тіла і вказує, що з ростом температури підвищується повний потік випромінювання, а максимум у спектрі зсувається в бік коротких хвиль. Під час спостережень зоряного неба могли помітити, що колір (властивість світла викликати певне зорове відчуття) зірок різний. Колір і спектр зірок пов'язаний з їх температурою. Світло різних довжин хвиль збуджує різні колірні відчуття. Око чутливий до довжини хвилі, що несе максимальну енергію λмах \u003d b / T (закон Вина, 1896р). подібно коштовних каменів зірки розсіяного скупчення NGC 290 переливаються різними фарбами. Фото КТ ім. Хаббла, квітень 2006р.
6 слайд
Опис слайда:
Температура зірок Температура зірок безпосередньо пов'язана з кольором і спектром. Перший вимір температури зірок вироблено в 1909р німецьким астрономом Юліус Шейнер (1858-1913), провівши абсолютну фотометрію 109 зірок. Температура визначається за спектрами за допомогою закону Вина λmax.Т \u003d b, де b \u003d 0,289782.107Å.К - постійна Вина. Бетельгейзе (знімок телескопа ім.Хаббла). У таких холодних зірках з Т \u003d 3000К переважають випромінювання в червоній області спектра. В спектрах таких зірок багато ліній металів і молекул. Більшість зірок мають температури 2500К<Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.
7 слайд
Опис слайда:
Спектральна класифікація У 1866р Анжело Секкі (1818-1878, Італія) дав першу спектральну класичну зірок за кольором: Білі, Жовтуваті, Червоні. Гарвардська спектральна класифікація вперше була представлена \u200b\u200bв Каталозі зоряних спектрів Генрі Дреперу (1837-1882, США), підготовленого під керівництвом Е.Пікерінга (1846-1919) до 1884.. Всі спектри були розставлені по інтенсивності ліній (пізніше в температурної послідовності) і позначені літерами в алфавітному порядку від гарячих до холодних зірок: OBAFGK M. До 1924р остаточно була встановлена \u200b\u200bенної Кеннон (1863-1941, США) і видана каталогом в 9 томів на 225330 зірок- каталог HD.
8 слайд
Опис слайда:
Сучасна спектральна класифікація Найбільш точну спектральну класифікацію представляє система МК, створена У.Морганом і Ф.Кінаном в Йоркській обсерваторії в 1943р, де спектри розставлені як по температурі, так і по світності зірок. Були додатково введені класи світності, відмічені римськими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V і VI, відповідно вказують на розміри зірок. Додатковими класами R, N і S позначені спектри, схожі на K і M, але з іншим хімічним складом. Між кожними двома класами введені підкласи, позначені цифрами від 0 до 9. Наприклад, спектр типу A5 знаходиться посередині між A0 і F0. Додатковими буквами іноді відзначають особливості зірок: «d» - карлик, «D» - білий карлик, «p» - пекулярними (незвичайний) спектр. Наше Сонце відноситься до спектрального класу G2 V
9 слайд
Опис слайда:
10 слайд
Опис слайда:
Світність зірок У 1856р Норман Погсон (1829-1891, Англія) встановлює формулу для светимостей через абсолютні М зоряні величини (тобто з відстані в 10 пк). L1 / L2 \u003d 2,512 М2-М1. Розсіяне скупчення «Плеяди» містить багато гарячих і яскравих зірок, які були сформовані в один і той же час з газопилової хмари. Блакитний серпанок, супутня «Плеяд», - розсіяна пил, що відбиває світло зірок. Одні зірки світять яскравіше, інші - слабше. Светімость- потужність випромінювання зірки - повна енергія, яку випромінює зіркою в 1 секунду. [Дж / с \u003d Вт] Зірки випромінюють енергію у всьому діапазоні довжин хвиль L \u003d 3,846.1026Вт / с Порівнюючи зірку з Сонцем, отримаємо L / L \u003d 2,512 М-М, або lgL \u003d 0,4 (M -M ) Світність зірок: 1,3.10-5L 11 слайд
Опис слайда:
Розміри зірок Визначають: 1) Безпосереднім вимірюванням кутового діаметра зірки (для яскравих ≥2,5m, близьких зірок,\u003e 50 виміряна) за допомогою інтерферометра Майкельсона. Вперше 3декабря 1920р виміряно кутовий діаметр зірки Бетельгейзе (α Оріона) \u003d А. Майкельсон (1852-1931, США) і Ф. Піз (1881-1938, США). 2) Через світність зірки L \u003d 4πR2σT4 в порівнянні з Сонцем. Зірки за рідкісним винятком спостерігаються як точкові джерела світла. Навіть в найбільші телескопи не можна побачити їх диски. За своїми розмірами, зірки діляться з 1953 року на: Надгіганти (I) Яскраві гіганти (II) Гіганти (III) субгігант (IV) Карлики головної послідовності (V) Субкарлики (VI) Білі карлики (VII) Назви карлики, гіганти і надгіганти ввів Генрі Рессел в 1913р, а відкрив їх в 1905р Ейнар Герцшпрунг, ввівши назву "білий карлик". Розміри зірок 10 км 12 слайд
Опис слайда:
Маса зірок Одна з найважливіших характеристик зірок, яка вказує на її еволюцію - визначення життєвого шляху зірки. Способи визначення: 1. Залежність маса-світність L≈m3,9 2. 3-й уточнений закон Кеплера в фізично подвійні системах Теоретично маса зірок 0,005M 13 слайд
Опис слайда:
Місця зірки Зірки, які не можна побачити неозброєним оком, позначені сірим кольором Позначення Спектр. клас Зоряна величина Світність Темп, K Радіус Маса Парал. Зоряна система Зірка вид. абс. Сонце G2V -26,58 4,84 1 5780 1,0 1 α Центавра Проксима M5.5Ve 11,05 15,53 0,000055 2900 0,145 0,12 0,772 "Центавр A G2V -0,01 4,38 1,56 5790 1,227 0,907 0,747 "Центавр B K0V 1,33 5,71 0,453 5260 0,865 1,095 Зірка Барнарда (ß Змієносця) M4.0Ve 9,54 13,22 0,000449 3200 0,161 0,166 0,547" Вольф 359 (CN Льва) M6.0V 13,53 16,55 0,000019 0,15 0,092 0,419 "Лаланд 21185 (Б.Медведіца) M5.5e 7,50 10,44 0,00555 3500 0,448 0,393" Сіріус (α Великого Пса) Сіріус A A1V -1, 46 1,47 23,55 10400 1,7-1,9 2,14 0,380 "Сіріус B DA2 8,68 11,34 0,00207 8000 0,92 1,03 Luyten 726-8 UV Кита M5.5e 13, 02 15,40 0,000042 2800 0,14 0,102 0,374 "BL Кіта M6.0e 12,52 15,85 0,000068 2800 0,14 0,109 Росс 154 (V1216 Стрільця) M3.5Ve 10,6 13,07 0, 000417 0,24 0,171 0,337 "Росс 248 (HH Андромеди) M5.5Ve 12,29 14,79 0,000108 0,17 0,121 0,316" ε Ерідана K2V 3,73 6,19 0,305 5100 0,84 0,850 0,310 "Лакайль 9352 (CD-36 ° 15693) M1.5Ve 9,75 0,52 0,529 0,304 "Росс 128 (FI Діви) M4.0Vn 13,51 0,00054 0,16 0,156 0,299" Опис слайда:
Порівняльні характеристики зірок за розмірами Класи зірок Маси М¤ Розміри R¤ Щільність г / см3 Світність L¤ Час життя, років% загального числа зірок Найяскравіші надгіганти до100 103-104<0,000001 >105 105 <0,000001 Сверхгиганты 50–100 102–103 0,000001 104–105 106 0,001 Яркие гиганты 10–100 > 100 0,00001\u003e 1000 107 0,01 Нормальні гіганти до 50\u003e 10 0,0001\u003e 100 107-108 0,1 - 1 субгігант до 10 до 10 0,001 до 100 108-109 Нормальні зірки 0,005-5 0,1-5 0,1-10 0,0001-10 109-1011 до 90 - білі до 5 3-5 0,1 10 109 - жовтий 1 1 1,5 1 1010 - червоні 0,005 0,1 10 0,0001 1011-1013 білі карлики 0,01-1,5 до 0,007 103 0,0001 до 1017 до 10 Нейтронні зірки 1,5-3 (до 10) 8-15 км (до 50 км) 1013-1014 0,000001 до 1019 0,01- 0,001 Студенти, аспіранти, молоді вчені, які використовують базу знань в своє навчання і роботи, будуть вам дуже вдячні. Розміщено на http://www.allbest.ru/ Контрольна робота на тему: «Природа зірок» студента групи Матаєва Бориса Миколайовича м Тюмень 2010 природа зірок "Немає нічого простішого, ніж зірка" (А. Еддінгтон, 1926) Основу цієї теми становлять відомості з астрофізики (фізики Сонця, гелиобиологии, фізики зірок, теоретичної астрофізики), небесної механіки, космогонії та космології. Вступ Глава 1. Зірки. Види зірок. 1.1 Нормальні зірки 1.2 Гіганти і карлики 1.3 Життєвий цикл зірки 1.4 Пульсуючі змінні зірки 1.5 Неправильні змінні зірки 1.6 спалахують зірки 1.7 Подвійні зірки 1.8 Відкриття подвійних зірок 1.9 Тісні подвійні зірки 1.10 Зірка переливається через край З точки зору сучасної астрономії зірки є небесними тілами, подібними до Сонця. Вони віддалені від нас на величезні відстані і тому сприймаються нами, як крихітні точки, видимі на нічному небі. Зірки різні по своїй яскравості і розмірами. Деякі з них мають ті ж розміри і яскравість, що і наше Сонце, інші вельми сильно відрізняються від них за цими параметрами. Існує складна теорія внутрішніх процесів в зоряному речовині, і астрономи стверджують, що можуть на її підставі докладно пояснити походження, історію і загибель зірок. 3везди бувають новонародженими, молодими, середнього віку і старими. Нові зірки постійно утворюються, а старі постійно вмирають. Наймолодші, які називаються зірками типу Т Тельця (за однією із зірок в сузір'ї Тельця), схожі на Сонце, але набагато молодша за нього. Фактично вони все ще знаходяться в процесі формування і є прикладами протозвезд (первинних зірок). Це змінні зорі, їх світність змінюється, оскільки вони ще не вийшли на стаціонарний режим існування. Навколо багатьох зірок типу Т Тельця є обертові диски речовини; від таких зірок виходять потужні вітри. Енергія речовини, яка падає на протозірок під дією сили тяжіння, перетворюється в тепло. В результаті температура всередині весь час підвищується. Коли центральна її частина стає настільки гарячою, що починається ядерний синтез, протозвезда перетворюється в нормальну зірку. Як тільки починаються ядерні реакції, у зірки з'являється джерело енергії, здатний підтримувати її існування протягом дуже довгого часу. Наскільки довгого - це залежить від розміру зірки на початку цього процесу, але у зірки розміром з наше Сонце палива вистачить на стабільне існування протягом приблизно 10 мільярдів років. Однак трапляється, що зірки, набагато більш масивні, ніж Сонце, існують лише кілька мільйонів років; причина в тому, що вони стискають своє ядерне паливо з набагато більшою швидкістю. Всі зірки в основі своїй схожі на наше Сонце: це величезні кулі дуже гарячого газу, що світиться, в самій глибині яких виробляється енергія. Але не всі зірки в точності такі, як Сонце. Саме зовсім різні - це колір. Є зірки червонуваті або блакитні, а не жовті. Крім того, зірки розрізняються і по яскравості, і за блиском. Наскільки яскравою виглядає зірка в небі, залежить не тільки від її справжньої світності, але також і від відстані, що відділяє її від нас. З урахуванням відстаней, яскравість зірок змінюється в широкому діапазоні: від однієї десятитисячне яскравості Сонця до яскравості більше, ніж Е мільйона Сонць. Переважна більшість зірок, як виявилося, розташовується ближче до тьмяного краю цієї шкали. Сонце, яке у багатьох відношеннях є типовою зіркою, має набагато більшу світність, ніж більшість інших зірок. Неозброєним оком можна побачити дуже невелику кількість слабких за своєю природою зірок. У сузір'ях нашого неба головну увагу привертають до себе "сигнальні вогні" незвичайних зірок, тих, що мають дуже великої світності. всесвіт зірка еволюція Чому ж зірки так сильно розрізняються по своїй яскравості? Виявляється, це не залежить від маси зірки. Кількість речовини, що міститься в конкретній зірку, визначає її колір і блиск, а також те, як блиск змінюється в часі. Мінімальна величина маси, необхідна, щоб зірка була зіркою, становить близько однієї дванадцятої маси Сонця. Найпотужніші зірки одночасно і найгарячіші, і найяскравіші. Виглядають вони білими або блакитними. Незважаючи на свої величезні розміри, ці зірки виробляють таке колосальна кількість енергії, що всі їхні запаси ядерного палива перегорають за якихось кілька мільйонів років. На противагу їм зірки, що володіють невеликою масою, завжди неяскраві, а колір їх - червонуватий. Вони можуть існувати протягом довгих мільярдів років. Однак серед дуже яскравих зірок у нашому небі є червоні і помаранчеві. До них відносяться і Альдебаран - око бика в сузір'ї Телець, і в Антарес Скорпіона. Як же можуть ці холодні зірки зі слабо світяться суперничати з розжареним до білого зірками типу Сіріуса і Веги? Відповідь полягає в тому, що ці зірки дуже сильно розширилися і тепер за розміром набагато перевершують нормальні червоні зірки. З цієї причини їх називають гігантами, або навіть надгігантами. Завдяки величезній площі поверхні, гіганти випромінюють незмірно більше енергії, ніж нормальні зірки на зразок Сонця, незважаючи на те, що температура їх поверхні значно нижче. Діаметр червоного надгіганта - наприклад, Бетельгейзе в Оріоні - у кілька сот разів перевершує діаметр Сонця. Навпаки, розмір нормальної червоної зірки, як правило, не перевищує однієї десятої розміру Сонця. За контрастом з гігантами їх називають "карликами". Гігантами і карликами зірки бувають на різних стадіях свого життя, і гігант може, врешті-решт, перетворитися на карлика, досягнувши "похилого віку". Звичайна зірка, така, як Сонце, виділяє енергію за рахунок перетворення водню в гелій в ядерній печі, що знаходиться в самій її серцевині. Сонце і зірки змінюються регулярним (правильним) чином - ділянка їх графіка на відрізку часу певної довжини (періоді) повторюється знову і знову. Інші ж зірки змінюються абсолютно непередбачувано. До правильних змінних зірок відносять пульсуючі зірки і подвійні зірки. Кількість світла змінюється від того, що зірки пульсують або викидають хмари речовини. Але є інша група змінних зірок, які є подвійними (бінарними). Коли ми бачимо зміну блиску бінарних зірок, це означає, що відбулася одна з декількох можливих явищ. Обидві зірки можуть опинитися на лінії нашого зору, так як, рухаючись по своїх орбітах, вони можуть проходити прямо одна перед одною. Подібні системи називаються затемнення-подвійними зірками. Найзнаменитіший приклад такого роду - зірка Алголь в сузір'ї Персея. У тісно розташованої парі матеріал може спрямовуватися з однієї зірки на іншу, нерідко викликаючи драматичні наслідки. Деякі з найбільш правильних змінних зір пульсують, стискаючись і знову збільшуючись - ніби вібрують з певною частотою, приблизно так, як це відбувається зі струною музичного інструменту. Найбільш відомий тип подібних зірок - цефеїди, названі так по зірці Дельта Цефея, що представляє собою типовий приклад. Це зірки надгіганти, їх маса перевищує масу Сонця в 3 - 10 разів, а світність їх в сотні і навіть тисячі разів вище, ніж у Сонця. Період пульсації цефеїд вимірюється днями. У процесі пульсації цефеїд як площа, так і температура її поверхні змінюються, що викликає загальні зміни її блиску. Миру, перша з описаних змінних зірок, і інші подібні до неї зірки зобов'язані своєю змінність пульсаціям. Це холодні червоні гіганти в останній стадії свого існування, вони ось-ось повністю скинуть, як шкаралупу, свої зовнішні шари і створять планетарну туманність. Більшість червоних надгігантів, подібних Бетельгейзе в Оріоні, змінюються лише в деяких межах. Використовуючи для спостережень спеціальну техніку, астрономи виявили на поверхні Бетельгейзе великі темні плями. Зірки типу RR Ліри мають іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато з них знаходяться в кульових зоряних скупченнях. Як правило, вони змінюють свій блиск на одну зоряну величину приблизно за добу. Їх властивості, як і властивості, цефеїд, використовують для обчислення астрономічних відстаней. R Північної Корони і зірки, подібні до неї, ведуть себе абсолютно непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєним оком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зоряної величини, а потім поступово зростає, повертаючись до попереднього рівня. Мабуть, причина тут в тому, що ця зірка-надгігант скидає з себе хмари вуглецю, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразок сажі. Якщо одне з цих густих чорних хмар проходить між нами і зіркою, воно заступає світло зірки, поки хмара не розсіється в просторі. Зірки цього типу виробляють густу пил, що має важливе значення в областях, де утворюються зірки. Магнітні явища на Сонце є причиною сонячних плям і сонячних спалахів, але вони не можуть істотно вплинути на яскравість Сонця. Для деяких зірок - червоних карликів - це не так: на них подібні спалахи досягають величезних масштабів, і в результаті світлове випромінювання може зростати на цілу зоряну величину, а то і більше. Найближча до Сонця зірка, Проксіма Кентавра, є однією з таких спалахують зірок. Ці світлові викиди не можна передбачити заздалегідь, а тривають вони всього кілька хвилин. Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до подвійних систем, так що подвійні зірки, що обертаються по орбітах одна навколо іншої, явище вельми поширене. Приналежність до подвійної системи дуже сильно впливає на все життя зірки, особливо коли напарники перебувають близько один до одного. Потоки речовини, що спрямовуються від однієї зірки на іншу, призводять до драматичних спалахів, таким, як вибухи нових і наднових зірок. Галактики утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки подвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякої точки, що лежить між ними і званої центром гравітації цих зірок. Це можна уявити собі як ТОЧКА опори, якщо уявити зірки сидять на дитячих гойдалках: кожна на своєму кінці дошки, покладеної на колоду. Чим далі зірки один від одного, тим довше тривають їхні шляхи по орбітах. Більшість подвійних зірок (або просто - подвійних) занадто близькі один до одного, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужніші телескопи. Якщо відстань між партнерами досить велика, орбітальний період може вимірюватися роками, а іноді цілим століттям або навіть великі. Подвійні зірки, які ти можеш побачити роздільно, називаються видимими подвійними. Найчастіше подвійні зірки визначаються або за незвичним руху більш яскравої з двох, або за їх спільному спектру. Якщо яка-небудь зірка робить на небі регулярні коливання, це означає, що у неї є невидимий партнер. Тоді кажуть, що це астрометрична подвійна зірка, виявлена \u200b\u200bза допомогою вимірів її положення. Спектроскопічні подвійні зірки виявляють щодо змін і особливим характеристикам їх спектрів. Спектр звичайної зірки, на зразок Сонця, подібний до безперервної веселці, пересіченій численними вузькими нелями - так званими лініями поглинання. Точні кольору, на яких розташовані ці лінії, змінюються, якщо зірка рухається до нас або від нас. Це явище називається ефектом Доплера. Коли зірки подвійної системи рухаються по своїх орбітах, вони поперемінно то наближаються до нас, то віддаляються. В результаті лінії їх спектрів переміщаються на деякій ділянці веселки. Такі рухливі лінії спектра говорять про те, що зірка подвійна. Якщо обидва учасники подвійної системи мають приблизно однаковий блиск, в спектрі можна побачити два набори ліній. Якщо одна з зірок набагато яскравіше інший, її світло буде домінувати, але регулярне зсув спектральних ліній все одно видасть її справжню подвійну природу. Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи і застосування законного тяжіння є важливий метод визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас. Проте, в кожному конкретному випадку не так просто отримати точну відповідь. В системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжіння прагнуть розтягнути кожну з них, надати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильно, настає критичний момент, коли речовина починає витікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якої являє собою критичну межу. Ці два грушоподібні фігури, кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна із зірок виростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї спрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Часто зоряний матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручується вихором, утворюючи так званий аккреційний диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулю навколо двох зоряних ядер. Оскільки, в кінцевому рахунку всі зірки разбухнут, перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, то взаємодіючі подвійні системи - явище нерідке. Одним з вражаючих результатів перенесення маси в подвійних зірках є так звана спалах нової. Одна зірка розширюється так, що заповнює свою порожнину Роша; це означає роздування зовнішніх шарів зірки до того моменту, коли її матеріал почне захоплюватися іншою зіркою, підкоряючись її тяжінню. Ця друга зірка - білий карлик. Раптово блиск збільшується приблизно на десять зоряних величин - спалахує нова. Відбувається не що інше, як гігантський викид енергії за дуже короткий час, потужний ядерний вибух на поверхні білого карлика. Коли матеріал з роздутий зірки спрямовується до карлика, тиск у спадають потоці матерії різко зростає, а температура під новим шаром збільшується до мільйона градусів. Спостерігалися випадки, коли через десятки або сотні років спалаху нових повторювалися. Інші вибухи спостерігалися лише одного разу, але вони можуть повторитися через тисячі років. На зірках іншого типу відбуваються менш драматичні спалахи - карликові нові, - що повторюються через дні і місяці. Коли ядерне паливо зірки виявляється витраченим і в її глибинах припиняється вироблення енергії, зірка починає стискатися до центру. Сила тяжіння, спрямована всередину, більше не врівноважується яка викидає силою гарячого газу. Подальший розвиток подій залежить від масу стискає матеріалу. Якщо ця маса не перевершує сонячну більш ніж в 1,4 рази, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення не відбувається завдяки основному властивості електронів. Існує такий ступінь стиснення, при якій вони починають відштовхуватися, хоча ніякого джерела теплової енергії вже немає. Правда, це відбувається лише тоді, коли електрони і атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайно щільну матерію. Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі. Всього лише чашка речовини білого карлика важила б на Землі сотню тонн. Цікаво, що чим масивніше білі карлики, тим менше їх обсяг. Що являє собою внутрішність білого карлика, уявити дуже важко. Швидше за все, це щось подібне до єдиного гігантського кристала, який поступово остигає, стаючи все більш тьмяним і червоним. Насправді, хоча астрономи білими карликами називають цілу групу зірок, лише найгарячіші з них, з температурою поверхні близько 10 000 З, насправді білі. В кінцевому підсумку кожен білий карлик перетвориться в темний кулю радіоактивного попелу абсолютно мертві останки зірки. Білі карлики настільки малі, що навіть найбільш гарячі з них випускають зовсім небагато світла, і виявити їх буває нелегко. Проте, кількість відомих білих карликів зараз обчислюється сотнями; за оцінками астрономів, не менше десятої частини всіх зірок Галактики - білі карлики. Сіріус, найяскравіша зірка нашого неба, є членом подвійної системи, і його напарник - білий карлик під назвою Сиріус В. Якщо маса стискується зірки перевершує масу Сонця більш ніж в 1,4 рази, то така зірка, досягнувши стадії білого карлика, на атом не зупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку такі великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. В результаті ізотопи перетворюються в нейтрони, здатні прилягати одне до одного без будь-яких проміжків. Щільність нейтронних зірок перевершує навіть щільність білих карликів; але якщо маса матеріалу не перевищує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі запобігти подальшому стиснення. Типова нейтронна зірка має в поперечнику всього лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крім нечуваної величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двома особливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на настільки малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле. Загалом, обертаються всі зірки, але коли зірка стискається, швидкість її обертання зростає - точно так само, як фігурист на льоду обертається набагато швидше, коли притискає до себе руки. Один з найвідоміших залишків наднової, Крабовидная туманність, зобов'язана своєю назвою Вільяму Парсонса, третього графу Россу, який першим спостерігав її в 1844 р Її вражаюче ім'я не зовсім відповідає цьому дивному об'єкту. Тепер ми знаємо, що туманність - залишок наднової, яку спостерігали і описали в 1054 р китайські астрономи. Її вік був встановлений в 1928 р Едвіном Хабблом, виміряти швидкість її розширення та звернули увагу на збіг її положення на небі зі старовинними китайськими записами. Вона має форму овалу з нерівними краями; червонуваті і зеленуваті нитки світиться газу видно на тлі тьмяного білої плями. НИТКИ світиться газу нагадують мережу, накинуту на отвір. Білий світ виходить від електронів, що мчать по спіралях в сильному магнітному полі. Туманність є також інтенсивним джерелом радіохвиль і рентгенівських променів. Коли астрономи усвідомили, що пульсари - це нейтрон наднових, їм стало ясно, що шукати пульсари треба саме в таких залишках типу Крабовидной туманності. У 1969 р 6ило виявлено, що одна з зірок поблизу центру туманності періодично випромінює радіоімпульси, а також рентгенівські сигнали кожні 33 тисячних частки секунди. Це дуже висока частота навіть для пульсара, але вона поступово знижується. Ті пульсари, які обертаються набагато повільніше, набагато старше пульсара Крабовидної туманності. 1.13
Найменування наднових Хоча сучасні астрономи не були свідками наднової в нашій Галактиці, їм вдалося спостерігати, принаймні, друге за інтересом подія - наднову в 1987 р в Великій Магеллановій хмарі, ближньої галактиці, видимої в південній півкулі. Наднової дали ім'я ях 1987А. Наднові іменуються роком відкриття, за яким йде велика латинська літера в алфавітному порядку, відповідно послідовності знахідок, БХ це скорочення від ~ наднова ~. (Якщо за тд їх відкрито понад 26, слідують позначення АА, ВВ і т.д.) Глава 2. Фізична природа зірок Ми вже знаєте, що зірки - це далекі сонця, з цього, вивчаючи природу зірок, ми будемо порівнювати їх фізичні характеристики з фізичними характеристиками Сонця. Зірки - просторово-відокремлені, гравітаційно-зв'язані, непрозорі для випромінювання маси речовини в інтервалі від 10 29 до 10 32 кг (0,005-100 М ¤), в надрах яких в значних масштабах відбувалися, відбуваються або будуть відбуватися термоядерні реакції перетворення водню в гелій . Класифікація зірок в залежності від їх основних фізичних характеристик відображена в таблиці 1. Таблиця 1 класи зірок розміри R¤ Щільність г / см 3 світність L¤ Час життя, років % Загального числа зірок Особливості найяскравіші надгіганти Тяжіння описується законами класичної механіки Ньютона; тиск газу описується основними рівняннями молекулярно-кінетичної теорії; виділення енергії залежить від температури в зоні термоядерних реакцій протон-протонного і азотно-вуглецевого циклів надгіганти яскраві гіганти нормальні гіганти субгіганти нормальні зірки червоні білі карлики Кінцеві етапи еволюції нормальних зірок. Тиск визначається щільністю електронного газу; енерговиділення не залежить від температури нейтронні зірки 8-15 км (до 50 км) Кінцеві етапи еволюції зірок-гігантів і субгігант. Тяжіння описується законами ОТО, тиск некласична Розміри зірок коливаються в дуже широких межах від 10 4 м до 10 12 м. Гранатова зірка m Цефея має діаметр 1,6 млрд. Км; червоний надгігант е Візничого А має розміри в 2700 R¤ - 5,7 млрд. км! Зірки Лейтена і Вольф- 475 менша за Землю, а нейтронні зірки мають розміри 10 - 15 км (рис. 1). Мал. 1. Відносні розміри деяких зірок, Землі і Сонця Швидке обертання навколо своєї осі і тяжіння близьких масивних космічних тіл порушує сферичність форми зірок, "сплющуючи" їх: зірка R Кассіопеї має форму еліпса, її полярний діаметр становить 0,75 екваторіального; в тісній подвійній системі W Великої Ведмедиці компоненти придбали яйцеподібну форму. 2.1
Колір і температура зірок Під час спостережень зоряного неба ви могли помітити, що колір зірок різний. Подібно до того як за кольором розпеченого металу можна судити про його температурі, так колір зірки свідчить про температуру її фотосфери. Ви знаєте, що між максимальною довжиною хвилі випромінювання і температурою існує певна залежність у різних зірок максимум випромінювання припадає на різні довжини хвиль. Наприклад, наше Сонце - жовта зірка. Такого ж кольору Капела, температура якої близько 6000 про К. Зірки, що мають температуру 3500-4000 o К, червонуватого кольору (Альдебаран). Температура червоних зірок (Бетельгейзе) приблизно 3000 про К. Найхолодніші з відомих в даний час зірок мають температуру менш як 2000 про К. Такі зірки доступні спостереженнями в інфрачервоній частині спектра. Відомо багато зірок більш гарячих, ніж Сонце. До них відносяться, наприклад, білі зірки (Спіка, Сіріус, Вега). Їх температура близько 10 4 - 2х10 4 К. Рідше зустрічаються блакитно-білі, температура фотосфери яких 3х10 4 -5х10 4 К. В надрах зірок температура не менше 10 7 К. Температура видимої поверхні зірок становить від 3000 К до 100000 К. Нещодавно відкрита зірка HD 93129A в сузір'ї Корми має температуру поверхні 220000 До! Найхолодніші - Гранатова зірка (m Цефея) і Миру (o Кита) мають температуру 2300К, e Візничого А - 1600 К. 2.2
Спектри і хімічний склад зірок Найважливіші відомості про природу зірок астрономи отримують, розшифровуючи їх спектри. Спектри більшості зірок, як і спектр Сонця, являють собою спектри поглинання: на тлі безперервного спектра видно темні лінії. Подібні між собою спектри зірок згруповані в сім основних спектральних класів. Вони позначаються прописними буквами латинського алфавіту: О-В-А-F-G-K-M і розташовуються в такій послідовності, що при пере ході зліва направо колір зірки змінюється від близької до блакитного (клас О), білому (клас А), жовтому (клас О), червоному (клас М). Отже, в тому ж напрямку від класу до класу відбувається спадання температури зірок. Таким чином, послідовність спектральних класів відображає відмінність кольору і температури зірок, Усередині кожного класу існує поділ ще на десять підкласів. Наприклад, спектральний клас F має такі під класи: F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fб-F7-F8-F9 Сонце відноситься до спектрального класу G2. В основному атмосфери зірок мають подібний хімічний склад: найпоширенішими елементами в них, як і на Сонце, виявилися водень і гелій. Різноманітність зоряних спектрів пояснюється насамперед тим, що зірки мають різну температуру. Від температури залежить фізичний стан, в якому перебувають атоми речовини в зоряних атмосферах з вигляду спектра, при невисоких температурах (червоні зірки) в атмосферах зірок можуть існувати нейтральні атоми і навіть найпростіші молекулярні сполуки (С 2, СN, ТiО, ZrO і ін.) . В атмосферах дуже гарячих зірок переважають іонізованниє атоми. Крім температури, вид спектра зірки визначається тиском і щільністю газу її фотосфери, наявністю магнітного поля, особливостями хімічного складу. Мал. 35. Основні спектральні класи зірок Спектральний аналіз зоряного випромінювання свідчить про подібність їх складу з хімічним складом Сонця і про відсутність невідомих на Землі хімічних елементів. Відмінності в зовнішньому вигляді спектрів різних класів зірок свідчать про відмінності їх фізичних характеристик. Температура, наявність і швидкість обертання, напруженість магнітного поля і хімічний склад зірок визначаються на основі прямих спектральних спостережень. Закони фізики дозволяють зробити висновки про масу зірок, їх віці, внутрішню будову і енергетиці, докладно розглянути всі етапи еволюції зірок. Майже всі спектри зірок є спектрами поглинання. Відносна кількість хімічних елементів є функцією температури. В даний час в астрофізиці прийнята єдина класифікація зоряних спектрів (табл. 2). За особливості спектрів: наявності та інтенсивності атомарних спектральних ліній і молекулярних смуг, кольором зірки і температурі її поверхні, що випромінює зірки розділені на класи, що позначаються буквами латинського алфавіту: W - O - B - F - G - K - M Кожен клас зірок розділяється на десять підкласів (А0 ... А9). Спектральні класи від О0 до F0 називаються "ранніми"; від F до М9 - "пізніми". Деякі вчені відносять зірки класів R, N до класу G. Ряд зіркових характеристик позначається додатковими маленькими буквами: у зірок-гігантів перед зазначенням класу ставиться буква "g", у зірок-карликів - літера "d", у надгігантів - "з", у зірок з лініями випромінювання в спектрі - буква "е", у зірок з незвичайними спектрами - "р" і т. д. Сучасні зоряні каталоги містять спектральні характеристики сотень тисяч зірок і їх систем. W ѕ O ѕ B ѕ A ѕ F ѕ G ѕ K ѕ M ......... R ... N .... S Таблиця 2.Спектральная класифікація зірок Температура, К Характерні спектральні лінії типові зірки Зірки типу Вольфа-Райе з лініями випромінювання в спектрі S Золотої Риби блакитно-білі Лінії поглинання Чи не +, N +, He, Mg +, Si ++, Si +++ (знак + означає ступінь іонізації атомів даного хімічного елемента) z Корми, l Оріона, l Персея біло-блакитні Лінії поглинання Чи не +, He, Н, О +, Si ++ посилюються до класу А; помітні слабкі лінії Н, Са + e Оріона, a Діви, g Оріона Лінії поглинання Н, Са + інтенсивні і посилюються до класу F, з'являються слабкі лінії металів a Великого Пса, a Ліри, g Близнюків жовтуваті Лінії поглинання Са +, Н, Fe + кальцію і металів посилюються до класу G. Виникають і посилюються лінія кальцію 4226A і смуга вуглеводню d Близнюків, a Малого Пса, a Персея Лінії поглинання кальцію Н і Са + інтенсивні; лінія 4226A і лінія заліза досить інтенсивні; численні лінії металів; лінії водню слабшають; інтенсивна смуга G Сонце, a Візничого помаранчеві Лінії поглинання металів, Са +, 4226A інтенсивні; лінії водню мало помітні. З підкласу К5 спостерігаються смуги поглинання окису титану TiO a Волопаса, b Близнюків, a Тельця Лінії поглинання Са +, багатьох металів і смуги поглинання молекул вуглецю R Північної Корони Потужні смуги поглинання молекул окису цирконію (ZrO) Смуги поглинання молекул вуглецю С2 і ціану СN Потужні смуги поглинання молекул окису титану TiO, VO та інших молекулярних сполук. Помітні лінії поглинання металів Са +, 4226A; смуга G слабшає a Оріона, a Скорпіона, o Кіта, Проксима Центавра планетарні туманності нові зірки Таблиця 3. Усереднені характеристики зірок основних спектральних класів, які перебувають на головній послідовності (арабські цифри - десяткові підрозділи всередині класу): S p - спектральний клас, M b - абсолютна болометрична зоряна величина, T еф - ефективна температура, M, L, R - відповідно маса, світність, радіус зірок в сонячних одиницях, tm - час життя зірок на головній послідовності: 2.3
світності зірок Світність зірок - кількість енергії, що випромінюється їх поверхнею в одиницю часу - залежить від швидкості виділення енергії і визначається законами теплопровідності, розмірами і температурою поверхні зірки. Різниця в світності може досягати 250000000000 раз! Зірки великої світності називають зірками-гігантами, зірки малої світності - зірками-карликами. Найбільшою світність має блакитний надгігант - зірка Пістолет в сузір'ї Стрільця - 10000000 L¤! Світність червоного карлика Проксіми Центавра близько 0,000055 L¤. Зірки, як і Сонце, випромінюють енергію в діапазоні всіх довжин хвиль електромагнітних коливань. Ви знаєте, що світність (L) характеризує загальну потужність випромінювання зірки і представляє одну з найважливіших її характеристик. Світність пропорційна площі поверхні (фотосфери) зірки (або квадрату радіуса R) і четвертого ступеня ефективної темпера тури фотосфери (Т), т. Е. L \u003d 4ПR 2 Оt 4. (45) Формула, що зв'язує абсолютні зоряні величини і світимості зірок, аналогічна відомому вам співвідношенню між блиском зірки і її видимою зоряною величиною, т. Е. L 1 / L 2 \u003d 2,512 (M 2 - M 1), де L 1 і L 2 - світності двох зірок, а М 1 і М 2 - їх абсолютні зоряні величини. Якщо в якості однієї з зірок вибрати Сонце, то L / L про \u003d 2,512 (Мо - М), де літери без індексів відносяться до будь-якої зірки, а із позначкою про до Сонця. Беручи світність Сонця за одиницю (Lо \u003d 1), отримаємо: L \u003d 2.512 (Мо - M) lg L \u003d 0.4 (Мо - M). (47) За формулою (47) можна обчислити світність будь-якої зірки, у якої відома абсолютна зоряна величина. Зірки мають різну світність. Відомі зірки, світності яких в сотні і тисячі разів перевершують світності Сонця. Наприклад, світність а Тельця (Альдебаран) майже в 160 разів більше світності Сонця (L \u003d 160Lо); світність Рігеля (в Оріона) L \u003d 80000Lо У переважної більшості зірок світності можна порівняти з світність Сонця або менше її, наприклад, світність зірки, відомої під назвою Крюгер 60А, L \u003d 0,006 Lо. 2.4
радіуси зірок Використовуючи найсучаснішу техніку астрономічних спостережень, вдалося в даний час безпосередньо виміряти кутові діаметри (а по ним, знаючи відстань, і лінійні розміри) лише декількох зірок. В основному астрономи визначають радіуси зірок іншими методами. Один з них дає формула (45). Якщо відома світність L і ефективна температура Т зірки, то, використовуючи формулу (45), можна обчислити радіус зірки R, її обсяг і площа фотосфери. Визначивши радіуси багатьох зірок, астрономи переконалися в тому, що існують зірки, розміри яких різко відрізняються від розмірів Сонця. Найбільші розміри у надгігантів. Їх радіуси в сотні разів перевершують радіус Сонця. Наприклад, радіус зірки а Скорпіона (Антарес) не менше ніж в 750 разів перевершує сонячний. Зірки, радіуси яких в десятки разів перевершують радіус Сонця, Називаються гігантами. Зірки, за розмірами близькі до Сонця або менші, ніж Сонце, відносяться до карликам. Серед карликів є зірки, які менше Землі або навіть Місяця. Відкрито зірки і ще менших розмірів. 2.5
маси зірок Маса зірки - одна з найважливіших її характеристик. Маси зірок різні. Однак, на відміну від светимостей і розмірів, маси зірок укладені в порівняно вузьких межах: найпотужніші зірки зазвичай лише в десятки разів перевершують Сонце, а найменші маси зірок порядку 0,06 Мо. Основний метод визначення мас зірок дає дослідження подвійних зірок; виявлена \u200b\u200bзалежність між світністю і масою зірки. 2.6
Середні щільності зірок Середні щільності зірок змінюються в інтервалі від 10 -6 г / см 3 до 10 14 г / см 3 - в 10 20 разів! Так як розміри зірок розрізняються значно більше, ніж їх маси, то і середні щільності зірок сильно відрізняються один від одного. У гігантів і надгігантів щільність дуже мала. Наприклад, щільність Бетельгейзе близько 10 -3 кг / м 3. Разом з тим існують надзвичайно щільні зірки. До них відносяться невеликі за розмірами білі карлики (їх колір обумовлений високою температурою). Наприклад, щільність білого карлика Сіріус В більш 4х10 7 кг / м 3. В даний час відомі значно більш щільні білі карлики (10 10 - 10 11 кг / м 3). Величезні щільності білих карликів пояснюються особливими властивостями речовини цих зірок, яке представляє собою атомні ядра і відірвані від них електрони. Відстані між атомними ядрами в речовині білих карликів повинні бути в десятки і навіть сотні разів менше, ніж в звичайних твердих і рідких тілах, з якими ми зустрічаємося в земних умовах. Агрегатний стан, в якому знаходиться ця речовина, не можна назвати ні рідким, ні твердим, так як атоми білих карликів зруйновані. Мало схоже ця речовина на газ або плазму. І все-таки його прийнято вважати «газом», враховуючи, що відстань між частинками навіть в щільних білих карликів у багато разів більше, ніж самі ядра атомів або електрони. висновок 1. Зірки - окремий самостійний тип космічних тіл, що якісно відрізняється від інших космічних об'єктів. 2. Зірки - один з найбільш поширених (можливо, найбільш поширений) тип космічних тіл. 3. Зірки зосереджують в собі до 90% видимої речовини в тій частині Всесвіту, в якій ми живемо і яка доступна нашим дослідженням. 4. Всі основні характеристики зірок (розміри, світність, енергетика, час "життя" і кінцеві етапи еволюції) взаємозалежні і визначаються значенням маси зірок. 5. Зірки майже повністю складаються з водню (70-80%) і гелію (20-30%); частка всіх інших хімічних елементів складає від 0,1% до 4%. 6. У надрах зірок відбуваються термоядерні реакції. 7. Існування зірок обумовлено рівновагою сил тяжіння і променевого (газового) тиску. 8. Закони фізики дозволяють розраховувати всі основні фізичні характеристики зірок на основі результатів астрономічних спостережень. 9. Основним, найбільш продуктивним методом дослідження зірок є спектральний аналіз їхнього випромінювання. Список літератури 1. Є. П. Левітан. Підручник Астрономії для 11 кл., 1998 г. 2. Матеріали з сайту http://goldref.ru/ глосарій Телескопи, призначені для проведення фотографічних спостережень, називаються астрографом. Переваги астрофотографії перед візуальними спостереженнями: інтегральності - здатності фотоемульсії поступово накопичувати світлову енергію; моментальності; панорамності; об'єктивності - на неї не впливають індивідуальні особливості спостерігача. Звичайна фотоемульсія більш чутлива до синьо-фіолетового випромінювання, але в даний час астрономи застосовують при зйомці космічних об'єктів фотоматеріали, чутливі до різних частин спектра електромагнітних хвиль, не тільки до видимих, але і до інфрачервоних і ультрафіолетових променів. Чутливість сучасних фотоемульсій становить десятки тисяч одиниць ISO. Широке застосування отримали кінозйомка, відеозапис, застосування телебачення. Астрофотометр - один з основних методів астрофізичних досліджень, що визначає енергетичні характеристики об'єктів шляхом вимірювання енергії їх електромагнітного випромінювання. Основними поняттями астрофотометрії є: Блиск небесного світила - це освітленість, створювана ним в точці спостереження :, де L - повна потужність випромінювання (світність) світила; r - відстань від світила до Землі. Для вимірювання блиску в астрономії використовують особливу одиницю виміру - зоряну величину. Формула переходу від зоряних величин до одиниць освітленості, прийнятим у фізиці: де m - видима зоряна величина світила. Зоряна величина (m) - це умовна (безрозмірна) величина випускається світлового потоку, що характеризує блиск небесного світила, обрана таким чином, що інтервал в 5 зоряних величин відповідає зміні блиску в 100 разів. Одна зоряна величина відрізняється в 2,512 разів. Формула Погсон пов'язує блиск світил з їх зоряними величинами: Обумовлена \u200b\u200bзоряна величина залежить від спектральної чутливості приймача випромінювання: візуальна (m v) визначається прямим спостереженнями і відповідає спектральної чутливості людського ока; фотографічна (m р) визначається виміром освітленості світилом на фотопластинці, чутливої \u200b\u200bдо синьо-фіолетовим і ультрафіолетових променів; болометрична (m в) відповідає повною, підсумувавши по всьому спектру випромінювання, потужності випромінювання світила. Для протяжних, що мають великі кутові розміри об'єктів визначається інтегральна (загальна) зоряна величина, яка дорівнює сумі блиску його частин. Для порівняння енергетичних характеристик космічних об'єктів, віддалених на різні відстані від Землі, введено поняття абсолютної зоряної величини. Абсолютна зоряна величина (М) - зоряна величина, якої мало б світило на відстані 10 парсек від Землі:, де p - паралакс світила, r - відстань від світила. 10 пк \u003d 3,086Ч 10 17 м. Абсолютна зоряна величина найяскравіших зірок-надгігантів близько -10 m. Абсолютна зоряна величина Сонця + 4,96 m. Світність (L) - кількість енергії, випромінюваної поверхнею світила в одиницю часу. Світність зірок виражається в абсолютних (енергетичних) одиницях або в порівнянні з світність Сонця (L¤ або lд). L ¤ \u003d 3,86Ч 10 33 ерг / с. Світність світил залежить від їх розмірів і температура випромінюючої поверхні. Залежно від приймачів випромінювання розрізняють візуальну, фотографічну і Болометрична світність світил. Світність пов'язана з видимою і абсолютної зоряної величиною світил: Коефіцієнт А (r) враховує поглинання світла в міжзоряному середовищі. Про світності космічних тіл можна судити по ширині спектральних ліній. Світність космічних об'єктів тісно пов'язана з їхньою температурою:, де R * - радіус світила, s - постійна Стефана-Больцмана, s \u003d 5,67Ч 10 -8 Вт / м 2Ч До 4. Так як площа поверхні кулі, а за рівнянням Стефана-Больцмана,. За світності зірок можна визначити їх розміри: За світності зірок можна визначити масу зірок: Протозірка - зірка в самій ранній стадії освіти, коли в міжзоряному хмарі виникає ущільнення, але ядерні реакції всередині неї ще не почалися. Зоряна величина - характеристика видимого блиску зірок. Видима зоряна величина не має нічого спільного з розміром зірки. Цей термін має історичне походження і характеризує тільки блиск зірки. Найяскравіші зірки мають нульову і навіть негативну зоряну величину. Наприклад, такі зірки, як Вега і Капела, мають приблизно нульову величину, а найяскравіша зірка нашого неба - Сіріус - мінус 1.5. Галактика - величезна обертається зоряна система. Періастр - точка максимального зближення обох зірок подвійної системи. Спектрограма - постійна реєстрація спектра, що отримується фотографічно або в цифровій формі за допомогою електронного детектора. Ефективна температура - міра виділення енергії об'єктом (зокрема, зіркою), визначена як температура абсолютно чорного тіла, що має таку ж повну світність, що і спостережуваний об'єкт. Ефективна температура є однією з фізичних характеристик зірки. Оскільки спектр нормальної зірки подібний спектру абсолютно чорного тіла, ефективна температура є хорошим показником температури її фотосфери. Мала Магелланова Хмара (ММО) - один з супутників нашої Галактики. Парсек - одиниця відстані, яка використовується в професійній астрономії. Вона визначається як відстань, на якому об'єкт мав би річний паралакс, що дорівнює одній дугового секунді. Один парсек еквівалентний 3,0857 * 10 13 км, 3,2616 світлових років або 206265 а.о. Паралакс - зміна відносного положення об'єкта при розгляді його з різних точок зору. Кульове зоряне скупчення - щільне скупчення сотень тисяч або навіть мільйонів зірок, форма якого близька до сферичної. Зоряний інтерферометр Майкельсона - серія інтерферометричний приладів, побудованих A.A. Майкельсоном (1852-1931) для вимірювання діаметрів зірок, які не можуть бути виміряні безпосередньо за допомогою наземних телескопів. Пряме сходження (RA) - одна з координат, що використовуються в екваторіальній системі для визначення положення об'єктів на небесній сфері. Являє собою еквівалент довготи на Землі, але вимірюється в годинах, хвилинах і секундах часу в східному напрямку від нульової точки, в якості якої прийнято перетин небесного екватора і екліптики, відоме як перша точка Овна. Одна година прямого сходження еквівалентний 15 дуговим градусам; це здається кут, який через обертання Землі небесна сфера проходить за одну годину зоряного часу. Пульсуючий (Р) зіркоподібний (S) (джерело) радіовипромінювання (R). Схиляння (DEC) - одна з координат, що визначає положення на небесній сфері в екваторіальній системі координат. Схиляння - еквівалент широти на Землі. Це кутова відстань, що вимірюється в градусах, на північ або південь від небесного екватора. Північне схиляння позитивно, а південне - негативно. Порожнина Роша - область простору в системах подвійних зірок, обмежена поверхнею в формі "пісочного годинника", на якій лежать точки, де сили гравітації обох компонентів, що діють на невеликі частинки речовини, рівні між собою. Точки Лагранжа - точки в орбітальній площині двох масивних об'єктів, що обертаються навколо загального центру ваги, де частка з пренебрежимо малою масою може залишатися в стані рівноваги положенні, тобто нерухомою. Для двох тіл, що знаходяться на кругових орбітах, є п'ять таких точок, але три з них нестійкі до малих збурень. Дві що залишилися, розташовані на орбіті менш масивного тіла на кутовій відстані в 60 ° по обидва боки від нього, стійкі. Прецессия - рівномірний періодичне рух осі обертання вільно обертового тіла, коли на нього діє крутний момент, що виникає через зовнішніх гравітаційних впливів. Розміщено на Allbest.ru Події в області астрономії з найдавніших часів і до наших днів. Класифікація зірок, їх основні характеристики: маса, світність, розмір, хімічний склад. Залежність між зоряними параметрами, діаграма ГерцшпрунганРесселла, еволюція зірки. курсова робота, доданий 12.03.2010 З чого складаються зірки? Основні зоряні характеристики. Світність і відстань до зірок. Спектри зірок. Температура і маса зірок. Звідки береться теплова енергія зірки? Еволюція зірок. Хімічний склад зірок. Прогноз еволюції Сонця. контрольна робота, доданий 23.04.2007 Еволюція поглядів про народження зірок. З чого утворюються зірки? Життя чорної хмари. Хмара стає зіркою. АГАЛЬНІ зоряні характеристики. Світність і відстань до зірок. Спектри зірок і їх хімічний склад. Температура і маса. курсова робота, доданий 05.12.2002 Карта зоряного неба. Найближчі зірки. Найяскравіші зірки. Найбільші зірки нашої Галактики. Спектральна класифікація. Зоряні асоціації. Еволюція зірок. Діаграми Герцшпрунга - Рассела кульових скупчень. реферат, доданий 31.01.2003 Походження зірок, їх рух, світність, колір, температура і склад. Скупчення зірок, зірки-гіганти, білі і нейтронні карлики. Відстань від нас до зірок, їх вік, способи визначення астрономічних відстаней, фази і етапи еволюції зірки. реферат, доданий 08.06.2010 Життєвий шлях зірки і її основні характеристики і різноманітність. Винахід потужних астрономічних приладів. Класифікація зірок за фізичними характеристиками. Подвійні і змінні зірки і їх відмінності. Діаграма спектр-світність Герцшпрунга-Рассела. реферат, доданий 18.02.2010 Склад міжзоряного простору Всесвіту. Життєвий шлях зірки: виникнення в космічному просторі, типи зірок за кольором і температурі. Білі карлики і чорні діри, наднові освіти як еволюційні форми існування зірок в галактиці. презентація, доданий 25.05.2015 Температура поверхні нашого жовтого Сонця. Спектральні класи зірок. Процес зародження зірки. Ущільнення до початку Головною послідовності. Перетворення ядра водню в ядро \u200b\u200bгелію. Освіта наднової і нейтронної зірки. Кордон чорної діри. реферат, доданий 02.09.2013 Поняття світності, її особливості, історія та методика вивчення, сучасний стан. Визначення ступеня світності зірок. Сильні і слабкі по світності зірки, критерії їх оцінювання. Спектр зірки і його визначення за допомогою теорії іонізації газів. реферат, доданий 12.04.2009 Зірки - небесні тіла, які, подібно до нашого Сонця, світяться зсередини. Будова зірок, його залежність від маси. Стиснення зірки, яке призводить до підвищення температури в її ядрі. Термін життя зірки, її еволюція. Ядерні реакції горіння водню. слайд 2 Що використовується в якості базису при визначенні річних параллаксов зірок? Які одиниці застосовують при вимірюванні відстаней до зірок? Яке співвідношення між цими одиницями? Скільки часу припала б летіти до Проксіма Кентавра космічному кораблю, здатний розвивати швидкість 17 км / с? слайд 3 Колір зірки свідчить про її температурі. Сонце (6000 К) -жовта зірка Бетельгейзе (4000 К) - червона зірка Сіріус (10000 - 20000) -белая зірка слайд 4 Видима поверхня зірки - фотосфера. Температура фотосфери пов'язана з такою характеристикою зірки, як спектральний клас. Всього основних сім класів: O, B, A, F, G, K, M слайд 5 слайд 6 Найвищі температури мають блакитні зірки, вони ж мають найбільшу світність. Отже, на нашій діаграмі їх слід помістити в лівому верхньому кутку. Червоні карлики розташуються в нижньому правому куті, у них маленька температура і низька світність. Сонце розташується ближче до середини діаграми. Видно, що всі зірки, про яких ми говоримо, розташовуються уздовж однієї лінії. Цю лінію прийнято називати Головною послідовністю. слайд 7 слайд 8 Світність називають потужність випромінювання світлової енергії в порівнянні з потужністю випромінювання світла Сонця слайд 9 (М © - М) L \u003d 2,512 М © \u003d 5 М \u003d - 9 (гіганти) м \u003d + 17 (карлики) слайд 10 Надгіганти перевищують розміри Сонця в сотні разів (Антарес); Гіганти - перевищують розміри Сонця в десятки разів; Карлики - за розмірами близькі до Сонця
Надіслати свою хорошу роботу в базу знань просто. Використовуйте форму, розташовану нижче
1.11 Нейтронні зірки
1.12
Крабоподібна туманність
1.13 Найменування наднових
Глава 2. Фізична природа зірок.
2.1 Колір і температура зірок
2.2 Спектри і хімічний склад зірок
2.3 Світності зірок
2.4 Радіуси зірок
2.5 Маси зірок
2.6 Середні щільності зірок
висновок
Список використаних джерел
глосарій
Вступ
Глава 1. Зірки. види зірок
1.1 Нормальні зірки
1.2 Гіганти і карлики
1.3 Життєвий цикл зірки
1.4 Пульсуючі змінні зірки
1.5 Неправильні змінні зірки
1.6 спалахують зірки
1.7 Подвійні зірки
1.8 Відкриття подвійних зірок
1.9 Тісні подвійні зірки
1.10 Зірка переливається через край
1.11 Нейтронні зірки
1.12 Крабовидная туманність
подібні документи
Повторимо пройдену тему
Колір і температура зірок
Спектр і хімічний склад зірок
Світність зірки (L)
радіуси зірок
Схожі статті
-
Skyrim - Фікс вильотів при завантаженні збереження Завантажити мод на Скайрім краш фікс
Примітка: Якщо ви відчуваєте проблеми після установки (вильоти при відкритті меню, збільшення підвисань, графічні неполадки, тоді спробуйте вписати "EnableOnlyLoading \u003d true" в data / SKSE / Plugins / SafetyLoad.ini. Це змусить ...
-
Що вище місяця. Вище місяця. Спеціально для групи world of different books переклади книг
Висока і низька Місяць сайт - "Спостерігач" 22-07-2007 Влітку повний Місяць над горизонтом ходить низько над горизонтом. Іноді її важко розглянути за деревами і будівлями. Кожна людина знає, що фаза Місяця змінюється день у день. Ось ...
-
Видано указ про створення колегій
Всю державну діяльність Петра I умовно можна розділити на два періоди: 1695-1715 роки та 1715-1725. Особливістю першого етапу були поспіх і не завжди продуманий характер, що пояснювалося веденням Північної війни. Реформи були ...
-
Громадянська війна - Брати Бурі
Після недовгого ради з Галмар, ярл Ульфрік віддасть наказ штурмувати непокірне місто. Нас він відсилає до табору, який Брати Бурі вже розбивають неподалік від Вайтрана (при цьому саме місто з карти пропаде, щоб не було спокуси ...
-
Квест «Без вісті зниклий»: «Скайрім»
Звільнити Торальда в Скайрім виникає необхідність в сторонньому квесті фракції Сірі Гриви. Сам квест почнеться після діалогу з фрейле Сіра Голова в Вайтране, та розповість Довакін, що її син живий, хоч чутки ходять прямо ...
-
Skyrim - Магія Як знайти заклинання в Скайріме
Магія - невід'ємна частина світу Нірн, вона дозволяє управляти стихіями, закликати істот, зцілювати рани, змінювати матерію і створювати ілюзії. Все це доступно для вивчення і в Скайріме. Щоб подивитися доступні вам заклинання, ...