Презентация на тему "физическая природа звезд". Физическая природа звезд

Природа звезд. Во время наблюдений звездного неба можно заметить, что цвет звезд различен. По цвету раскаленного металла можно судить о температуре ее фотосферы. Солнце – желтая звезда. Звезды имеющие температуру 3500-4000К, красноватого цвета. Спектры большинства звезд представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии. Последовательность спектральных классов отражает различие цвета и температуры звезд. Разнообразие звездных спектров объясняется тем, что звезды имеют разную температуру. Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава.

Слайд 5 из презентации «Астрономия как наука» . Размер архива с презентацией 391 КБ.

Астрономия 11 класс

краткое содержание других презентаций

«Человечество в космосе» - Что же такое космизация производства? «..Сейчас люди слабы, но и то преобразовывают поверхность Земли. Глобальные проблемы. Искусственные спутники Земли. Случайно ли человек вышел в космос? " Вперед, и только вперед!". Человечества. Э. Циолковский. " Внимание, говорит и показывает космос!".

«Происхождение Вселенной» - Галактики состоят из сотен млрд. звёзд. Горчакова Татьяна 11 «А» класс. Как появилась Вселенная? Сотворение Вселенной Богом за 6 дней. Вселенная представляет собой расширяющееся пространство, заполненное губкообразной клочковатой структурой. Теория большого взрыва. Теории происхождения Вселенной: Звёзды в основном состоят из водорода. Строение Вселенной. Возраст Вселенной. Бесконечно пульсирующая Вселенная. Креационизм. Цель:

«Планеты-гиганты астрономия» - Титан. Всего у Урана известно 15 спутников. <- Силикатные соединения. Железное ядро. Уран. Ледяная кора Каллисто имеет очень большую толщину. Левитан Е. П. 2000 год. Интерес вызывает Миранда.

«Планеты» - О Марсе. Плутон - в греческой мифологии бог подземного мира. В составе Земли преобладают: железо (34,6%), кислород (29,5%), кремний (15,2%), магний (12,7%). Фотографии Меркурия. О Земле. Благодаря парниковому эффекту, на Венере стоит ужасная жара. Спутники Меркурия. Меркурий. Сатурн, шестая от Солнца планета, имеет удивительную систему колец. Характеристика Венеры.

«Гипотезы происхождения Солнечной системы» - Но зато Лаплас знал и критически отзывался о предположениях своего соотечественника Бюффона. Гипотеза Бюффона. Петрова Регина, 11 кл. Всё остальное развитие Мира происходит без участия Творца. Что такое солнечная система? Солнечная система. Гипотеза Канта. Так в Хаосе появились первые сгущения материи.

«Планеты и их спутники» - Спутник Сатурна Феба обращается вокруг планеты в обратную сторону. С Земли наблюдается только видимая часть Луны. Слева 1,5-килограммовый базальт одного из лунных морей. Толщина средней мантии около 600 км. Поверхность спутника светлая и отражает около 80 % падающих солнечных лучей. Япет. Плотность спутника достаточно высокая – 3,04 г/см3. Камни на Луне стали твердыми около 4,4 млрд. лет назад. Кольца Урана практически черные: альбедо равно 0,03.

Федеральное агенство по образованию
Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования
«Челябинский государственный педагогический университет» (ГОУ ВПО «ЧГПУ»)

РЕФЕРАТ ПО КОНЦЕПЦИИ СОВРЕМЕННОГО ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ

Тема: Физическая природа звезд

Выполнила: Рапохина Т. И.
543 группа
Проверила: Баркова В.В.

Челябинск – 2012
СОДЕРЖАНИЕ
Введение………………………………………………………… ………………3
Глава 1. Что такое звезда………………………………………………………4

Сущность звезд…………………………………………………………….. .4
Рождение звезд………………………………………………………………7

1.2 Эволюция звезд……………… …………………………………………… 10
1.3 Конец звезды……………………………………………………………… .14
Глава 2. Физическая природа звезд…………………………………………..24
2.1 Светимость ………………………………………………… …………….24
2.2 Температура………………………………………………… …………..…26
2.3 Спектры и химический состав звезд…………………………….…… ……27
2.4 Средние плотности звезд………………………………………………….28
2.5 Радиус звезд………………………………………………………………… .39
2.6 Масса звезд………………………………………………………………… 30
Заключение…………………………………………………… ………………..32
Список литературы………………………………… …………………………33
Приложение…………………………………………………… ………………34

ВВЕДЕНИЕ

Ничего нет более простого, чем звезда...
(А. С. Эддингтон)

Испокон веков Человек старался дать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится и к небесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые звёзды, с течением времени – и другие.
Открытие звёзд, видимый блеск которых со временем меняется, привело к специальным обозначениям. Они обозначаются прописными латинскими буквами, за которыми следует название созвездия в родительном падеже. Но первая переменная звезда, обнаруженная в каком-то созвездии, обозначается не буквой A. Отсчёт ведётся от буквы R. Следующая звезда обозначается буквой S и так далее. Когда все буквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то есть после Z снова используется A. При этом буквы могут удваиваться, например «RR». «R Льва» означает, что это первая открытая переменная звезда в созвездии Льва.
Звезды очень интересны для меня, поэтому я решила написать реферат именно на эту тему.
Звезды - это далекие солнца, по этому, изучая природу звезд, мы будем сравнивать их физические характеристики с физическими характеристиками Солнца.

Глава 1. ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДА
1.1 СУЩНОСТЬ ЗВЕЗД
При внимательном разглядывании звезда представляется светящейся точкой, иногда с расходящимися лучами. Явление лучей связано с особенностью зрения и не имеет отношения к физической природе звезды.
Любая звезда - это удаленное от нас солнце. Ближайшая из звезд - Проксима - находится в 270000 раз дальше от нас, чем Солнце. Самая яркая звезда неба Сириус в созвездии Большой Пёс, расположенная на расстоянии 8x1013км, имеет примерно такую же яркость, как и 100-ваттная электрическая лампочка на расстоянии 8 км (если не учитывать ослабление света в атмосфере). Но для того, чтобы лампочка была видна под таким же углом, под которым виден диск далёкого Сириуса, ее диаметр должен быть равен 1 мм!
При хорошей видимости и нормальном зрении над горизонтом одновременно можно увидеть около 2500 звёзд. Имеют собственные имена 275 звезд, например, Алголь, Альдебаран, Антарес, Альтаир, Арктур, Бетельгейзе, Вега, Гемма, Дубхе, Канопус (вторая по яркости звезда), Капелла, Мицар, Полярная (путеводная звезда), Регул, Ригель, Сириус, Спика, Сердце Карла, Тайгета, Фомальгаут, Шеат, Этамин, Электра и др.
Вопрос, сколько звезд в данном созвездии, лишен смысла, так как ему недостает конкретности. Для ответа необходимо знать остроту зрения наблюдателя, время, когда ведутся наблюдения (от этого зависит яркость неба), высоту созвездия (у горизонта трудно обнаружить слабую звезду из-за атмосферного ослабления света), место наблюдения (в горах атмосфера чище, прозрачнее - поэтому видно больше звезд) и т.д. В среднем на одно созвездие приходится примерно 60 звезд, наблюдаемых невооруженным глазом (у Млечного Пути и в больших созвездиях - больше всего). Например, в созвездии Лебедь можно насчитать до 150 звёзд (область Млечного Пути); а в созвездии Лев - только 70. В небольшом созвездии Треугольник видно всего 15 звезд.
Если же учитывать звезды до 100 раз более слабые, чем самые слабые звезды, ещё различимые зорким наблюдателем, то в среднем на одно созвездие будет приходится около 10000 звезд.
Звезды различаются не только по их яркости, но и по цвету. Например, Альдебаран (созвездие Телец), Антарес (Скорпион), Бетельгейзе (Орион) и Арктур (Волопас) - красные, а Вега (Лира), Регул (Лев), Спика (Дева) и Сириус (Большой Пёс) - белые и голубоватые.
Звезды мерцают. Это явление хорошо заметно у горизонта. Причина мерцания - оптическая неоднородность атмосферы. Прежде, чем попасть в глаз наблюдателя, свет звезды пересекает в атмосфере множество мелких неоднородностей. По своим оптическим свойствам они похожи на линзы, концентрирующие или рассеивающие свет. Непрерывное перемещение таких линз и является причиной мерцания.
Причину изменения цвета при мерцании поясняет рис.6, из которого видно, что синий (с) и красный (к) свет от одной и той же звезды перед тем, как попасть в глаз наблюдателя (О), проходит в атмосфере неравные пути. Это - следствие неодинакового преломления в атмосфере синего и красного света. Несогласованность колебаний яркости (вызванных разными неоднородностями) приводит к разбалансировке цветов.

Рис.6.
В отличие от общего мерцания, цветовое можно заметить только у звезд близких к горизонту.
У некоторых звезд, названных переменными звездами, изменения яркости происходят гораздо более медленно и плавно, чем при мерцании, рис. 7. Например, звезда Алголь (Дьявол) в созвездии Персей меняет свою яркость с периодом 2,867 суток. Причины “переменности” звезд многообразны. Если две звезды обращаются вокруг общего центра масс, то одна из них может периодически закрывать другую (случай Алголя). Кроме того, некоторые звезды меняют яркость в процессе пульсации. У других звезд яркость изменяется при взрывах на поверхности. Иногда взрывается вся звезда (тогда наблюдается сверхновая звезда, светимость которой в миллиарды раз превосходит солнечную).

Рис.7.
Движения звезд друг относительно друга со скоростями в десятки километров в секунду приводят к постепенному изменению звездных узоров на небе. Однако продолжительность жизни человека слишком мала, чтобы такие изменения удалось заметить при наблюдениях невооружённым глазом.

1.2 РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗД

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.
Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных «радио изображений» некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не будем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны Н Н», т. е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд - объектов заведомо молодых.
Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях» перейти в излучение. Как мы увидим, ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.
Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).
В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратится в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10 52 эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце "израсходовало" не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.
Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, (что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.
При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана - Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме "спектр -светимость" такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.
В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее разморы становятся меньше, а поверхностная температура растет вследствие чего спектр становится все более ранним. Таким образом, двигаясь по диаграмме "спектр - светимость", протозвезда довольно быстро "сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для тою, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Великолепные колонны, состоящие главным образом из газообразного водорода и пыли дают начало новорождённым звёздам внутри туманности Орла.

Фото: NASA, ESA, STcI, J Hester and P Scowen (Arizon State University)

1.3 ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше - несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.
В 5966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т. е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали "подходящее" имя "мистериум". Однако "мистериум" очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев" - "небулия" и "короння". Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам - "небулию" и "коронию". В 1939-1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии "корония" принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция.
Если для "развенчания" "небулия" и "корония" потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия стало ясно, что линии "мистериума" принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных условиях.
Итак, источники "мистериума" - это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах - в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление излучения в линиях благодаря такому эффекту возможно тогда, когда среда, в которой распространяется излучение, каким-либо способом "активирована". Это означает, что некоторый "сторонний" источник энергии (так называемая "накачка") делает концентрацию атомов или молекул на исходном (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянно действующей "накачки" мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма "накачки" космических мазеров, пока еде окончательно не решен. Однако скорее всего "накачкой" служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом «накачки» могут быть некоторые химические реакции.
Механизм "накачки" этих мазеров пока еще не совсем ясен, все же можно составить себе грубое представление о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию 18 см. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотны: в кубическом сантиметре там имеется по крайней мере 10 8 -10 9 частиц, причем существенная (а может быть и большая) часть их - молекулы. Температура вряд ли превышает две тысячи градусов, скорее всего она порядка 1000 градусов. Эти свойства резко отличны от свойств даже самых плотных облаков межзвездного газа. Учитывая еще сравнительно небольшие размеры облаков, мы невольно приходим к выводу, что они скорее напоминают протяженные, довольно холодные атмосферы звезд - сверхгигантов. Очень похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя стадия развития протозвезд, следующая сразу за их конденсацией из межзвездной среды. В пользу этого утверждения (которое автор этой книги высказал еще в 1966 г.) говорят и другие факты. В туманностях, где наблюдаются космические мазеры, видны молодые горячие звезды. Следовательно, там недавно закончился и, скорее всего, продолжается и в настоящее время, процесс звездообразования. Пожалуй, самое любопытное это то, что, как показывают радиоастрономические наблюдения, космические мазеры этого типа как бы "погружены" в небольшие, очень плотные облака ионизованного водорода. В этих облаках имеется много космической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие "коконы" ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них. При исследовании процессов звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвездное поглощение света не так существенно.
Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуются несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше. Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивный сгусток, между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близости от "новорожденной" горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший в сгустки водород "кокона". Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем уточняться, причем, конечно, в нее будут внесены существенные изменения. Но факт остается фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего - сравнительно короткое) новорожденные протозвезды, образно выражаясь, "кричат" о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т. е. мазерами).
Оказавшись на главной последовательности и перестав сжигаться, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме "спектр - светимость". Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме "спектр - светимость", где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме "спектр- светимость". Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда "ляжет" на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов. Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности.
Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного "горючего". Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10-15 млрд. лет.
"Выгорание" водорода (т. е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слон сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограниченно, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь "выгорит". Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается на диаграмме "спектр - светимость" вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд.
Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре "выгорит"? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура и давление не могут поддерживаться там на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название "вырожденного". Он обладает рядом интересных свойств. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Звезда как бы "разбухает", и начнет "сходить" с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость.

Эволюция звезды класса G на примере Солнца:

1.4 КОНЕЦ ЗВЕЗДЫ
Что произойдет со звездами, когда реакция "гелий - углерод" в центральных областях исчерпает себя, так же как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта?

Белые карлики

Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, "сбрасывают". Такой процесс мы наблюдаем, по-видимому, как образование так называемых "планетарных туманностей". После того как от звезды отделится со сравнительно небольшой скоростью наружная оболочка, "обнажатся" ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширяться, все дальше и дальше отходя от звезды.
Мощное ультрафиолетовое излучение звезды - ядра планетарной туманности - будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик.
Таким образом белые карлики как бы "вызревают" внутри звезд - красных гигантов - и "появляются на свет" после отделения наружных слоев гигантских звезд. В других случаях сбрасывание наружных слоев может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем постепенного истечения атомов. Так или иначе белые карлики, в которых весь водород "выгорел" и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Логическим выводом отсюда является признание генетической связи между самыми поздними этапами эволюции звезд и белыми карликами.

Белые карлики с углеродной атмосферой

На расстоянии 500 световых лет от Земли в созвездии Водолея находится умирающая звезда типа Солнца. За последние несколько тысяч лет эта звезда породила туманность Улитку - хорошо изученную близкую планетарную туманность. Планетарная туманность является обычной конечной стадией эволюции для звезд этого типа. На этом изображении туманности Улитка, сделанном инфракрасной космической обсерваторией показано излучение, приходящее преимущественно от расширяющихся оболочек молекулярного водорода. Пыль, которая обычно присутствует в таких туманностях, должна интенсивно излучать также в инфракрасном диапазоне. Однако кажется, что она отсутствует в этой туманности. Причина может находиться в самой центральной звезде - белом карлике. Эта маленькая, но очень горячая звезда излучает энергию в коротковолновом ультрафиолетовом диапазоне и поэтому не видна на инфракрасном изображении. Астрономы полагают, что со временем это интенсивное ультрафиолетовое излучение могло разрушить пыль. Ожидается, что Солнце также будет проходить стадию планетарной туманности через 5 миллиардов лет.

На первый взгляд, туманность Улитка (или NGC 7293) имеет простую круглую форму. Од-нако теперь стало ясно, что эта хорошо исследованная планетарная туманность, порожденная похожей на Солнце звездой, приближающейся к концу своей жизни, обладает удивительно сложной структурой. Ее протяженные петли и похожие на кометы газопылевые сгустки были исследованы на изображениях, полученных космическим телескопом Хаббла. Однако это четкое изображение туманности Улитка было получено на телескопе с диаметром объектива всего в 16 дюймов (40.6 см), оснащенным камерой и набором широкополосных и узкополосных фильтров. На цветном составном изображении можно увидеть вызывающие интерес детали структуры, включая сине-зеленые радиальные полоски, или спицы, длиной ~1 световой год, которые делают туманность похожей на космическое колесо велосипеда. Присутствие спиц, по-видимому, свидетельствует, что сама туманность Улитка – старая, проэволюционировавшая планетарная туманность. Туманность находится на расстоянии всего в 700 световых лет от Земли в созвездии Водолея.

Черные карлики

Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в невидимые "черные" карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни сравнительно массивных звезд может быть значительно, более драматическим.

Нейтронные звезды

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на том не остановится. Гравитационные силы в этом случае очень велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны способные прилетать друг к другу без всяких промежутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.

Хаббл увидел одиночную нейтронную звезду в космосе.

Пульсары

Первые пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале правда, ненадолго астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитающих в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы.
Благодаря проекту распределенных вычислений Einstein@Home на 2012 год найдено 63 пульсара.

Темный пульсар

Сверхновые

Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, - это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Световой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду.
Такие грандиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые - довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 г. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли в Млечном Пути.

Взрыв сверхновой звезды.

Черные дыры

ОТ звезды, имеющей массу больше, чем три солнечных, и радиус больше 8,85километра, свет уже не сможет уйти от нее в пространство. Уходящий от поверхности луч искривляется в поле силы тяжести так сильно, что возвращается обратно на поверхность. Кванты света
и т.д.................

Описание презентации по отдельным слайдам:

1 слайд

Описание слайда:

Белый карлик, самый горячий из известных, и планетарная туманность NGC 2440, 07.05.2006г Физическая природа звёзд

2 слайд

Описание слайда:

Спектр λ = 380 ∻ 470 нм – фиолетовый, синий; λ = 470 ∻ 500 нм – сине-зеленый; λ = 500 ∻ 560 нм – зеленый; λ = 560 ∻ 590 нм – желто-оранжевый λ = 590 ∻ 760 нм –красный. Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф Запомнить, например: Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь. В 1859г Г.Р.Кирхгоф (1824-1887, Германия) и Р.В.Бунзен (1811-1899, Германия) открыли спектральный анализ: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. У звезд на фоне сплошных спектров наблюдаются темные (фраунгоферовы) линии – это спектры поглощения. В 1665г Исаак Ньютон (1643-1727) получил спектры солнечного излучения и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света. В 1814г Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) обнаружил, обозначил и к 1817г подробно описал 754 линии в солнечном спектре (названы его именем), создав в 1814г прибор для наблюдения спектров - спектроскоп. Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена

3 слайд

Описание слайда:

Спектры звезд Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики. Спектрограмма рассеянного скопления «Гиады». Уильям ХЕГГИНС (1824-1910, Англия) астроном, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов. Комбинированный спектр излучения звезды. Сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу - зависимость интенсивности от длины волны. размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

4 слайд

Описание слайда:

Химический состав Химический состав определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий), зависящего также от температуры, давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных звезд в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы. По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (Т от 50 000 до 10 0000С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода, гелия и ионы металлов, в классе К (50000С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (38000С) - молекулы оксидов. Химический состав звезды отражает влияние факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи из которой возникла звезда. Остатки сверхновой NGC 6995 - это горячий светящийся газ, образовавшийся после взрыва звезды 20-30 тысяч лет назад. Подобные взрывы активно обогащали пространство тяжелыми элементами из которых впоследствии образовывались планеты и звезды следующего поколения

5 слайд

Описание слайда:

Цвет звезд В 1903-1907гг. Эйнар Герцшпрунг (1873-1967, Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд. Звезды имеют самые разные цвета. У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела и указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн. Во время наблюдений звездного неба могли заметить, что цвет (свойство света вызывать определенное зрительное ощущение) звезд различен. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. Свет разных длин волн возбуждает разные цветовые ощущения. Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию λмах=b/T (закон Вина, 1896г). Подобно драгоценным камням звезды рассеянного скопления NGC 290 переливаются различными красками. Фото КТ им. Хаббла, апрель 2006г.

6 слайд

Описание слайда:

Температура звезд Температура звезд непосредственно связана с цветом и спектром. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Юлиус Шейнер (1858-1913), проведя абсолютную фотометрию 109 звезд. Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина λmax.Т=b, где b=0,289782.107Å.К - постоянная Вина. Бетельгейзе (снимок телескопа им.Хаббла). В таких холодных звездах с Т=3000К преобладают излучения в красной области спектра. В спектрах таких звезд много линий металлов и молекул. Большинство звезд имеют температуры 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

Описание слайда:

Спектральная классификация В 1866г Анжело Секки (1818-1878, Италия) дал первую спектральную классическую звезд по цвету: Белые, Желтоватые, Красные. Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1837-1882, США), подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919) к 1884г. Все спектры были расставлены по интенсивности линий (позже в температурной последовательности) и обозначены буквами в алфавитном порядке от горячих к холодным звездам: O B A F G K M. К 1924г окончательно была установлена Энной Кэннон (1863-1941, США) и издана каталогом в 9 томов на 225330 звезд- каталог HD.

8 слайд

Описание слайда:

Современная спектральная классификация Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории в 1943г, где спектры расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Были дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на размеры звезд. Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр. Наше Солнце относится к спектральному классу G2 V

9 слайд

Описание слайда:

10 слайд

Описание слайда:

Светимость звезд В 1856г Норман Погсон (1829-1891, Англия) устанавливает формулу для светимостей через абсолютные М звездные величины (т.е. с расстояния в 10 пк). L1/L2=2,512 М2-М1. Рассеянное скопление «Плеяды» содержит много горячих и ярких звезд, которые были сформированы в одно и то же время из газопылевого облака. Голубая дымка, сопутствующая «Плеядам», - рассеянная пыль, отражающая свет звезд. Одни звезды светят ярче, другие - слабее. Светимость– мощность излучения звезды – полная энергия, излучаемая звездой в 1 секунду. [Дж/с=Вт] Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн L = 3,846.1026Вт/с Сравнивая звезду с Солнцем, получим L/L=2,512 М-М, или lgL=0,4 (M -M) Светимость звезд: 1,3.10-5L

11 слайд

Описание слайда:

Размеры звезд Определяют: 1) Непосредственным измерением углового диаметра звезды (для ярких ≥2,5m, близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые 3декабря 1920г измерен угловой диаметр звезды Бетельгейзе (α Ориона) = А. Майкельсон (1852-1931, США) и Ф. Пиз (1881-1938, США). 2) Через светимость звезды L=4πR2σT4 в сравнении с Солнцем. Звезды за редчайшим исключением наблюдаются как точечные источники света. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть их диски. По своим размерам, звезды делятся с 1953 года на: Сверхгиганты (I) Яркие гиганты (II) Гиганты (III) Субгиганты (IV) Карлики главной последовательности (V) Субкарлики (VI) Белые карлики (VII) Названия карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик". Размеры звезд 10 км

12 слайд

Описание слайда:

Масса звезд Одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию - определение жизненного пути звезды. Способы определения: 1. Зависимость масса-светимость L≈m3,9 2. 3-й уточненный закон Кеплера в физически двойные системах Теоретически масса звезд 0,005M

13 слайд

Светимость звезд вычисляется по их абсолютной звездной величине М, которая связана с видимой звездной величиной m соотношениями

M = m + 5 + 51gπ (116)

M = m + 5 - 51gr, (117)

где π - годичный параллакс звезды, выраженный в секундах дуги (") и r - расстояние звезды в парсеках (пс). Найденная по формулам (116) и (117) абсолютная звездная величина Μ принадлежит к тому же виду, что и видимая звездная величина m, т. е. может быть визуальной Μ v , фотографической M pg , фотоэлектрической (M v , M в или М v) и т. д. В частности, абсолютная болометрическая звездная величина, характеризующая полное излучение,

M b = M v + b (118)

и может быть также вычислена по видимой болометри ческой звездной величине

m b = m v + b, (119)

где b - болометрическая поправка, зависящая от спектрального класса и класса светимости звезды.

Светимость L звезд выражается в светимости Солнца, принятой за единицу (L = 1), и тогда

lg L = 0,4(M - M), (120)

где M - абсолютная звездная величина Солнца: визуальная M v = +4 m ,79; фотографическая M pg - = +5m,36; фотоэлектрическая желтая Μ ν = +4 m 77; фотоэлектрическая синяя M B = 5 m ,40; болометрическая M b = +4 m ,73. Эти звездные величины необходимо использовать при решении задач данного раздела.

Вычисленная по формуле (120) светимость звезды соответствует виду абсолютных звездных величин звезды и Солнца.

Закон Стефана-Больцмана

применим для определения эффективной температуры Т е только тех звезд, у которых известны угловые диаметры. Если Ε- количество энергии, падающей от звезды или Солнца по нормали на площадку в 1 см 2 границы земной атмосферы за 1c, то при угловом диаметре Δ, выраженном в секундах дуги ("), температура

(121)

где σ= 1,354·10 -12 кал/(см 2 ·с·град 4) = 5,70·10 -5 эрг/(см2·с·град 4) и выбирается в зависимости от единиц измерения количества энергии E, которое находится из формулы (111) по разности болометрических звездных величин звезды и Солнца путем сравнения с солнечной постоянной Ε ~ 2 кал/(см2·мин).

Цветовая температура Солнца и звезд, в спектрах которых известно распределение энергии, может быть найдена по закону Вина

Τ = K/λ m , (122)

где λ m - длина волны, соответствующая максимуму энергии, а К - постоянная, зависящая от единиц измерения λ. При измерении λ в см К=0,2898 см·град, а при измерении λ в ангстремах (Å) K=2898· 10 4 Å·град.

С достаточной степенью точности цветовая температуpa звезд вычисляется по их показателям цвета С и (B-V)

(123)

(124)

Массы Μ звезд обычно выражаются в массах Солнца (Μ = 1) и надежно определяются только для физических двойных звезд (с известным параллаксом π) по третьему обобщенному закону Кеплера: сумма масс компонентов двойной звезды

Μ 1 + М 2 = a 3 / P 2 , (125)

где Ρ - период обращения звезды-спутника вокруг главной звезды (или обеих звезд вокруг общего центра масс), выраженный в годах, и а - большая полуось орбиты звезды-спутника в астрономических единицах (а. е.).

Величина а в а. е. вычисляется по угловому значению большой полуоси а" и параллаксу π, полученным из наблюдений в секундах дуги:

а = а"/π (126)

Если известно отношение расстояний а 1 и а 2 компонентов двойной звезды от их общего центра масс, то равенство

M 1 /M 2 = а 2 /а 1 (127)

позволяет вычислить массу каждого компонента в отдельности.

Линейные радиусы R звезд всегда выражаются в радиусах Солнца (R = 1) и для звезд с известными угловыми диаметрами Δ (в секундах дуги)

(128)

lgΔ = 5,444 - 0,2 m b -2 lg T (129)

Линейные радиусы звезд вычисляются также по формулам

lgR = 8,473-0,20M b -2 lgT (130)

lgR = 0,82C-0,20M v + 0,51 (131)

и lgR = 0,72(B-V) - 0,20 M v + 0,51, (132)

в которых Т - температура звезды (строго говоря, эффективная, но если она не известна, то цветовая).

Так как объемы звезд всегда выражаются в объемах Солнца, то они пропорциональны R 3 , и поэтому средняя плотность звездного вещества (средняя плотность звезды)

(133)

где ρ -средняя плотность солнечного вещества.

При ρ = 1 средняя плотность звезды получается в плотностях солнечного вещества; если же нужно вычислить ρ в г/см3, следует принять ρ =1,41 г/см 3 .

Мощность излучения звезды или Солнца

(134)

а ежесекундная потеря массы через излучение определяется по формуле Эйнштейна

(135)

где с = 3 · 10 10 см/с - скорость света, ΔΜ - выражается в граммах в секунду и ε 0 - в эргах в секунду.

Пример 1. Определить эффективную температуру и радиус звезды Веги (а Лиры), если ее угловой диаметр равен 0",0035, годичный параллакс 0",123 и болометрический блеск - 0 m ,54. Болометрическая звездная величина Солнца равна -26 m ,84, а солнечная постоянная близка к 2 кал/(см 2 ·мин).

Данные : Вега, Δ=3",5·10 -3 , π = 0",123, m b = -0 m ,54;

Солнце, m b = - 26m,84, E = 2 кал/(см 2 ·мин) = 1/30 кал/(см 2 ·с); постоянная σ= 1,354 x 10 -12 кал/(см 2 ·с·град 4).

Решение . Падающее нормально на единицу площади земной поверхности излучение звезды, аналогичное солнечной постоянной, вычисляется по формуле (111):

lg E/E=0,4 (m b - m b) = 0,4 (-26 m ,84 + 0 m ,54) = -10,520 = -11 + 0,480,

откуда E/E = 3,02 · 10 -11 ,

или Ε = 3,02· 10 -11 · 1/30 = 1,007·10 -12 кал/(см2 · с).

Согласно (121), эффективная температура звезды

По формуле (128), радиус Веги

Пример 2. Найти физические характеристики звезды Сириуса (а Большого Пса) и его спутника по следующим данным наблюдений: видимая желтая звездная величина Сириуса равна -1 m ,46, его основной показатель цвета 0 m ,00, a у звезды-спутника соответственно +8 m ,50 и +0 m ,15; параллакс звезды равен 0",375; спутник обращается вокруг Сириуса с периодом 50 лет по орбите с угловым значением большой полуоси 7",60, причем отношение расстояний обеих звезд до общего центра масс составляет 2,3:1. Абсолютную звездную величину Солнца в желтых лучах принять равной +4 m ,77.

Данные : Сириус, V 1 = - 1 m ,46, (В-V) 1 = 0 m ,00;

спутник, V 2 = +8 m ,50, (B-V) 2 = +0 m ,15, P = 50 лет, a"=7",60; а 2 /а 1 = 2,3:1; п=0",375.

Солнце, M v = +4 m ,77.

Решение . Согласно формулам (116) и (120), абсолютная звездная величина Сириуса

M v1 = V 1 + 5 + 5 lgп = -1 m ,46 + 5 + 5 lg 0,375 = +1 m ,41, а логарифм его светимости

откуда светимость L 1 = 22.

По формуле (124), температура Сириуса

по формуле (132)

и тогда радиус Сириуса R 1 = 1,7, а его объем R 1 3 =1,7 3 = 4,91 (объема Солнца).

Те же формулы дают для спутника Сириуса: M v2 = +11 m ,37; L 2 = 2,3·10 -3 ; T 2 = 9100°; R 2 = 0,022; R 2 3 = 10,6·10 -6 .

По формуле (126), большая полуось орбиты спутника

по (125) сумма масс обеих звезд

и, по (127), отношение масс

откуда при совместном решении уравнений (125) и (127) находится масса Сириуса Μ 1 = 2,3 и масса его спутника М 2 = 1,0

Средняя плотность звезд вычисляется по формуле (133): у Сириуса

а у его спутника

По найденным характеристикам - радиусу, светимости и плотности - видно, что Сириус принадлежит к звездам главной последовательности, а его спутник является белым карликом.

Задача 284. Вычислить визуальную светимость звезд, визуальный блеск и годичный параллакс которых указаны в скобках: α Орла (0m,89 и 0",198), α Малой Медведицы (2m, 14 и 0",005) и ε Индейца (4m,73 и 0",285).

Задача 285. Найти фотографическую светимость звезд, для которых визуальный блеск, обычный показатель цвета и расстояние от Солнца указаны в скобках: β Близнецов (lm,21, +1m,25 и 10,75 пс); η Льва (3m,58, +0m,00 и 500 пс); звезда Каптейна (8m,85, + 1m,30 и 3,98 пс). Звездная величина Солнца указана в задаче 275.

Задача 286. Во сколько раз визуальная светимость звезд предыдущей задачи превышает их фотографическую светимость?

Задача 287. Визуальный блеск Капеллы (а Возничего) равен 0m,21, а ее спутника 10m,0. Показатели цвета этих звезд равны соответственно +0m,82 и +1m,63. Определить, во сколько раз визуальная и фотографическая светимость Капеллы больше соответствующей светимости ее спутника.

Задача 288. Абсолютная визуальная звездная величина звезды β Большого Пса равна-2m,28. Найти визуальную и фотографическую светимость двух звезд, одна из которых (с показателем цвета +0m,29) в 120 раз абсолютно ярче, а другая (с показателем цвета +0m,90) в 120 раз абсолютно слабее звезды β Большого Пса.

Задача 289. Если бы Солнце, Ригель (β Ориона), Толиман (а Центавра) и его спутник Проксима (Ближайшая) находились на одинаковом расстоянии от Земли, то какое количество света в сравнении с солнечным получала бы она от этих звезд? Визуальный блеск Ригеля 0m,34, его параллакс 0",003, те же величины у Толимана 0m, 12 и 0",751, а у Проксимы 10m,68 и 0",762. Звездная величина Солнца указана в задаче 275.

Задача 290. Найти расстояния от Солнца и параллаксы трех звезд Большой Медведицы по их блеску в желтых лучах и абсолютной звездной величине в синих лучах:

1) а, V = 1m,79, (В-V) = + lm,07 и Mв = +0m,32;

2) δ, V = 3m,31, (Β-V) = +0m,08 и Mв = + 1m,97;

3) η, V = 1m,86, (В-V) = -0m,19 и Мв = - 5m,32.

Задача 291. На каком расстоянии от Солнца находится звезда Спика (а Девы) и чему равен ее параллакс, если ее светимость в желтых лучах равна 720, основной показатель цвета равен -0m,23, а блеск в синих лучах 0m,74?

Задача 292. Абсолютная синяя (в В-лучах) звездная величина звезды Капеллы (а Возничего) +0m,20, a звезды Проциона (а Малого Пса) + 3m,09. Во сколько раз эти звезды в синих лучах абсолютно ярче или слабее звезды Регула (а Льва), абсолютная желтая (в V лучах) звездная величина которой равна -0m,69, а основной показатель цвета -0m,11?

Задача 293. Как выглядит Солнце с расстояния звезды Толимана (а Центавра), параллакс которой 0",751?

Задача 294. Каков визуальный и фотографический блеск Солнца с расстояний звезд Регула (а Льва), Антареса (а Скорпиона) и Бетельгейзе (а Ориона), параллаксы которых соответственно равны 0",039, 0",019 и 0",005?

Задача 295. На сколько болометрические поправки отличаются от основных показателей цвета при болометрической светимости звезды, превышающей в 20, 10 и 2 раза ее желтую светимость, которая, в свою очередь, больше синей светимости звезды соответственно в 5, 2 и 0,8 раза?

Задача 296. Максимум энергии в спектре Спики (а Девы) приходится на электромагнитную волну длиной 1450 Å, в спектре Капеллы (а Возничего) -на 4830 Å и в спектре Поллукса (β Близнецов)-на 6580 Å. Определить цветовую температуру этих звезд.

Задача 297. Солнечная постоянная периодически колеблется в пределах от 1,93 до 2,00 кал/(cм 2 ·мин) На сколько при этом изменяется эффективная температура Солнца, видимый диаметр которого близок к 32"? Постоянная Стефана σ= 1,354 10 -12 кал/(см 2 ·с·град 4).

Задача 298. По результату предыдущей задачи найти приближенное значение длины волны, соответствующей максимуму энергии в солнечном спектре.

Задача 299. Определить эффективную температуру звезд по измеренным их угловым диаметрам и доходящему от них до Земли излучению, указанным в скобках:

α Льва (0",0014 и 3,23· 10 -11 кал/(см 2 ·мин));

α Орла (0",0030 и 2,13· 10 -11 кал/(см 2 ·мин));

α Ориона (0",046 и 7,70·10 -11 кал/(см 2 ·мин)).

Задача 300. Видимая болометрическая звездная величина звезды α Эридана равна -1m,00 и угловой диаметр 0",0019, у звезды α Журавля аналогичные параметры +1m,00 и 0",0010, а у звезды α Тельца +0m,06 и 0",0180. Вычислить температуру этих звезд, приняв видимую болометрическую звездную величину Солнца равной -26m,84 и солнечную постоянную близкой к 2 кал/(см2 мин).

Задача 301. Определить температуру звезд, визуальный и фотографический блеск которых указан в скобках: γ Ориона (1m,70 и 1m,41); ε Геркулеса (3m,92 и 3m,92); α Персея (1m,90 и 2m,46); β Андромеды (2m,37 и 3m,94).

Задача 302. Вычислить температуру звезд по фотоэлектрической желтой и синей звездным величинам, указанным в скобках: ε Большого Пса (1m,50 и 1m,29); β Ориона (0m,13 и 0m,10); α Киля (-0m,75 и - 0m,60); α Водолея (2m,87 и 3m,71); α Волопаса (-0m,05 и 1m,18); α Кита (2m,53 и 4m,17).

Задача 303. По результатам двух предыдущих задач найти длину волны, соответствующую максимуму энергии в спектрах тех же звезд.

Задача 304. У звезды Беги (а Лиры) параллакс 0",123 и угловой диаметр 0",0035, у Альтаира (а Орла) аналогичные параметры 0",198 и 0",0030, у Ригеля (β Ориона) - 0",003 и 0",0027 и у Альдебарана (а Тельца) - 0",048 и 0",0200. Найти радиусы и объемы этих звезд.

Задача 305. Блеск Денеба (а Лебедя) в синих лучах 1m,34, его основной показатель цвета +0m,09 и параллакс 0",004; те же параметры у звезды ε Близнецов равны 4m,38, +1m,40 и 0",009, а у звезды γ Эридана 4m,54, + 1m,60 и 0",003. Найти радиусы и объемы этих звезд.

Задача 306. Сравнить диаметры звезды δ Змееносца и звезды Барнарда, температура которых одинакова, если у первой звезды видимая болометрическая звездная величина равна 1m,03 и параллакс 0",029, а у второй те же параметры 8m,1 и 0",545.

Задача 307. Вычислить линейные радиусы звезд, температура и абсолютная болометрическая звездная величина которых известны: у α Кита 3200° и -6m,75, у β Льва 9100° и +1m,18, а у ε Индейца 4000° и +6m,42.

Задача 308. Чему равны угловые и линейные диаметры звезд, видимая болометрическая звездная величина, температура и параллакс которых указаны в скобках: η Большой Медведицы (-0m,41, 15500° и 0",004), ε Большой Медведицы (+ lm,09, 10 000° и 0",008) и β Дракона (+ 2m,36, 5200° и 0",009)?

Задача 309. Если у двух звезд примерно одинаковой температуры радиусы различаются в 20, 100 и 500 раз, то во сколько раз различается их болометрическая светимость?

Задача 310. Во сколько раз радиус звезды α Водолея (спектральный подкласс G2Ib) превышает радиус Солнца (спектральный подкласс G2V), если ее видимая визуальная звездная величина 3m,19, болометрическая поправка -0m,42 и параллакс 0",003, температура обоих светил примерно одинакова, а абсолютная болометрическая звездная величина Солнца равна +4m,73?

Задача 311. Вычислить болометрическую поправку для звезд спектрального подкласса G2V, к которому принадлежит Солнце, если угловой диаметр Солнца 32", его видимая визуальная звездная величина равна -26m,78 и эффективная температура 5800°.

Задача 312. Найти приближенное значение болометрической поправки для звезд спектрального подкласса В0Iа, к которому принадлежит звезда ε Ориона, если ее угловой диаметр 0",0007, видимая. визуальная звездная величина 1m,75 и максимум энергии в ее спектре приходится на длину волны 1094 Å.

Задача 313. Вычислить радиус и среднюю плотность звезд, указанных в задаче 285, если масса звезды β Близнецов примерно 3,7, масса η Льва близка к 4,0, а масса звезды Каптейна 0,5.

Задача 314. Визуальный блеск Полярной звезды 2m,14, ее обычный показатель цвета +0m,57, параллакс 0",005 и масса равна 10. Те же параметры у звезды Фомальгаута (а Южной Рыбы) 1m,29, +0m,11, 0",144 и 2,5, а у звезды ван-Маанена 12m,3, + 0m,50, 0",236 и 1,1. Определить светимость, радиус и среднюю плотность каждой звезды и указать ее положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.

Задача 315. Найти сумму масс компонентов двойной звезды ε Гидры, параллакс которой 0",010, период обращения спутника 15 лет и угловые размеры большой полуоси его орбиты 0",21.

Задача 316. Найти сумму масс компонентов двойной звезды α Большой Медведицы, параллакс которой 0",031, период обращения спутника 44,7 года и угловые размеры большой полуоси его орбиты 0",63.

Задача 317. Вычислить массы компонентов двойных звезд по следующим данным:

Задача 318. Для главных звезд предыдущей задачи вычислить радиус, объем и среднюю плотность. Видимая желтая звездная величина и основной показатель цвета этих звезд: α Возничего 0m,08 и +0m,80, α Близнецов 2m,00 и +0m,04 и ξ Большой Медведицы 3m,79 и +0m,59.

Задача 319. Для Солнца и звезд, указанных в задаче 299, найти мощность излучения и потерю массы за секунду, сутки и год. Параллаксы этих звезд следующие: α Льва 0",039, α Орла 0",198 и α Ориона 0",005.

Задача 320. По результатам предыдущей задачи вычислить продолжительность наблюдаемой интенсивности излучения Солнца и тех же звезд, полагая ее возможной до потери половины своей современной массы, которая (в массах Солнца) у α Льва равна 5,0, у α Орла 2,0 и у α Ориона 15. Массу Солнца принять равной 2·10 33 г.

Задача 321. Определить физические характеристики компонентов двойной звезды Процйоиа (а Малого Пса) и указать их положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, если из наблюдений известны: визуальный блеск Проциона 0m,48, его обычный показатель цвета +0m,40, видимая болометрическая звездная величина 0m,43, угловой диаметр 0",0057 и параллакс 0",288; визуальный блеск спутника Проциона 10m,81, его обычный показатель цвета +0m,26, период обращения вокруг главной звезды - 40,6 года по орбите с видимой большой полуосью 4",55; отношение расстояний обеих звезд от их общего центра масс равно 19:7.

Задача 322. Решить предыдущую задачу для двойной звезды α Центавра. У главной звезды фотоэлектрическая желтая звездная величина равна 0m,33, основной показатель цвета +0m,63, видимая болометрическая звездная величина 0m,28; у спутника аналогичные величины суть 1m,70, + 1m,00 и 1m,12, период обращения 80,1 года на видимом среднем расстоянии 17",6; параллакс звезды 0",751 и отношение расстояний компонентов от их общего центра масс равно 10:9.

Ответы - Физическая природа Солнца и звезд

Кратные и переменные звезды

Блеск Ε кратной звезды равен сумме блеска Ε i всех ее компонентов

E = E 1 + E 2 + E 3 + ... = ΣE ί , (136)

и поэтому ее видимая т и абсолютная Μ звездная величина всегда меньше соответствующей звездной величины m i и M i любого компонента. Положив в формуле Погсона (111)

lg (E/E 0) = 0,4 (m 0 -m)

Е 0 = 1 и m 0 = 0, получим:

lg E = - 0,4 m. (137)

Определив по формуле (137) блеск E i каждого компонента, находят по формуле (136) суммарный блеск Ε кратной звезды и снова по формуле (137) вычисляют m = -2,5 lg E.

Если заданы отношения блеска компонентов

E 1 /E 2 = k,

E 3 /E 1 = n

и т. д, то блеск всех компонентов выражают через блеск одного из них, например E 2 = E 1 /k, Ε 3 = n Ε 1 и т. д., и затем по формуле (136) находят Е.

Средняя орбитальная скорость ν компонентов затменной переменной звезды может быть найдена по периодическому наибольшему смещению Δλ линий (с длиной волны λ) от их среднего положения в ее спектре, так как в данном случае можно принять

v = v r = c (Δλ/λ) (138)

где v r - лучевая скорость и с = 3·10 5 км/с - скорость света.

По найденным значениям v компонентов и периоду переменности Ρ звезды вычисляют большие полуоси a 1 и a 2 их абсолютных орбит:

a 1 = (v 1 /2п) P и а 2 = (v 2 /2п) P (139)

затем - большую полуось относительной орбиты

а = а 1 + а 2 (140)

и, наконец, по формулам (125) и (127)-массы компонентов.

Формула (138) позволяет также вычислить скорость расширения газовых оболочек, сброшенных новыми и сверхновыми звездами.

Пример 1. Вычислить видимую визуальную звездную величину компонентов тройной звезды, если ее визуальный блеск равен 3 m ,70, второй компонент ярче третьего в 2,8 раза, а первый ярче третьего на 3 m ,32.

Данные : m = 3 m ,70; E 2 /E 3 = 2,8; m 1 = m 3 -3 m ,32.

Решение . По формуле (137) находим

lgE = - 0,4m = - 0,4·3 m ,70 = - 1,480 = 2,520

Чтобы воспользоваться формулой (136), необходимо найти отношение E 1 /E 3 ; по (111),

lg (E 1 /E 3) = 0,4 (m 3 -m 1)= 0,4·3 m ,32= 1,328

откуда E 1 = 21,3 E 3

Согласно (136),

E = E 1 + E 2 + E з = 21,3 E 3 + 2,8 E 3 + E 3 = 25,1 E 3

E 3 = E / 25,1 = 0,03311 / 25,1 = 0,001319 = 0,00132

E 2 = 2,8 E 3 = 2,8·0,001319 = 0,003693 = 0,00369

иE 1 = 21,3 E 3 = 21,3·0,001319 = 0,028094 = 0,02809.

По формуле (137)

m 1 = - 2,5 lg E 1 = - 2,5·lg 0,02809 = - 2,5 ·2,449 = 3 m ,88,

m 2 = - 2,5 lg E 2 = - 2,5·lg 0,00369 = - 2,5·3,567 = 6 m ,08,

m 3 = -2,5 lg E 3 = - 2,5·lg 0,00132 = - 2,5·3,121 = 7 m ,20.

Пример 2. В спектре затменной переменной звезды, блеск которой меняется за 3,953 сут, линии относительно их среднего положения периодически смещаются в противоположные стороны до значений в 1,9· 10 -4 и 2,9· 10 -4 от нормальной длины волны. Вычислить массы компонентов этой звезды.

Данные : (Δλ/λ) 1 = 1,9·10 -4 ; (Δλ/λ) 2 = 2,9·10 -4 ; Ρ = 3 д,953.

Решение . По формуле (138), средняя орбитальная скорость первого компонента

v 1 = v r1 = c (Δλ/λ) 1 = 3·10 5 ·1,9·10 -4 ; v 1 = 57 км/с,

Орбитальная скорость второго компонента

v 2 = v r2 = с (Δλ/λ) 2 = 3·10 5 ·2,9·10 -4 ;

v 2 = 87 км/с.

Чтобы вычислить значения больших полуосей орбит компонентов, необходимо период обращения Р, равный периоду переменности, выразить в секундах. Так как 1 д = 86400 с, то Ρ = 3,953·86400 c . Тогда, согласно (139), у первого компонента большая полуось орбиты

a 1 = 3,10·10 6 км,

а у второго а 2 = (v 2 /2п) P = (v 2 /v 1) a 1 , = (87/57)·3,10·10 6 ;

a 2 =4,73·10 6 км,

и, по (140), большая полуось относительной орбиты

a = a 1 + a 2 = 7,83·10 6 ; а = 7,83·10 6 км.

Для вычисления суммы масс компонентов по формуле (125) следует выразить a в а. е. (1 а. е.= 149,6·10 6 км) и Р - в годах (1 год=365 д,3).

или М 1 + М 2 = 1,22 ~ 1,2.

Отношение масс, по формуле (127),

и тогда Μ 1 ~ 0,7 и М 2 ~ 0,5 (в массах Солнца).

Задача 323. Определить визуальный блеск двойной звезды α Рыб, блеск компонентов которой 4m,3 и 5m,2.

Задача 324. Вычислить блеск четырехкратной звезды ε Лиры по блеску ее компонентов, равному 5m,12; 6m,03; 5m,11 и 5m,38.

Задача 325. Визуальный блеск двойной звезды γ Овна 4m,02, а разность звездных величин ее компонентов составляет 0m,08. Найти видимую звездную величину каждого компонента этой звезды.

Задача 326. Какой блеск тройной звезды, если первый ее компонент ярче второго в 3,6 раза, третий - слабее второго в 4,2 раза и имеет блеск 4m,36?

Задача 327. Найти видимую звездную величину двойной звезды, если один из компонентов имеет блеск 3m,46, а второй на 1m,68 ярче первого компонента.

Задача 328. Вычислить звездную величину компонентов тройной звезды β Единорога с визуальным блеском 4m,07, если второй компонент слабее первого в 1,64 раза и ярче третьего на 1m,57.

Задача 329. Найти визуальную светимость компонентов и общую светимость двойной звезды α Близнецов, если ее компоненты имеют визуальный блеск 1m,99 и 2m,85, а параллакс равен 0",072.

Задача 330. Вычислить визуальную светимость второго компонента двойной звезды γ Девы, если визуальный блеск этой звезды равен 2m,91, блеск первого компонента 3m,62, а параллакс 0",101.

Задача 331. Определить визуальную светимость компонентов двойной звезды Мицара (ζ Большой Медведицы), если ее блеск равен 2m,17, параллакс 0",037, а первый компонент ярче второго в 4,37 раза.

Задача 332. Найти фотографическую светимость двойной звезды η Кассиопеи, визуальный блеск компонентов которой 3m,50 и 7m,19, их обычные показатели цвета +0m,571 и +0m,63, а расстояние 5,49 пс.

Задача 333. Вычислить массы компонентов затменных переменных звезд по следующим данным:

Звезда	Лучевая скорость компонентов	Период переменности
β Персея U Змееносца WW Возничего U Цефея	44 км/с и 220 км/с 180 км/с и 205 км/с 117 км/с и 122 км/с 120 км/с и 200 км/с	2 д,867 1 д,677 2 д,525 2 д,493

Задача 334. Во сколько раз меняется визуальный блеск переменных звезд β Персея и χ Лебедя, если у первой звезды он колеблется в пределах от 2m,2 до 3m,5, а у второй-от 3m,3 до 14m,2?

Задача 335. Во сколько раз меняется визуальная и болометрическая светимость переменных звезд α Ориона и α Скорпиона, если у первой звезды визуальный блеск колеблется от 0m,4 до 1m,3 и Соответствующая ему болометрическая поправка от -3m,1 до -3m,4, а у второй звезды - блеск от 0m,9 до 1m,8 и болометрическая поправка от -2m,8 до -3m,0?

Задача 336. В каких пределах и во сколько раз меняются линейные радиусы переменных звезд α Ориона и α Скорпиона, если у первой звезды параллакс равен 0",005 и угловой радиус меняется от 0",034 (в максимуме блеска) до 0",047 (в минимуме блеска), а у второй - параллакс 0",019 и углавой радиус -от 0",028 до 0",040?

Задача 337. По данным задач 335 и 336 вычислить температуру Бетельгейзе и Антареса в максимуме их блеска, ес ли в минимуме температура первой звезды равна 3200К, а второй - 3300К.

Задача 338. Во сколько раз и с каким суточным градиентом меняется светимость в желтых и синих лучах переменных звезд-цефеид α Малой Медведицы, ζ Близнецов, η Орла, ΤΥ Щита и UZ Щита, сведения о переменности которых следующие:

Задача 339. По данным предыдущей задачи найти амплитуды изменения блеска (в желтых и синих лучах) и основных показателей цвета звезд, построить графики зависимости амплитуд от периода переменности и сформулировать вывод об обнаруженной по графикам закономерности.

Задача 340. В минимуме блеска визуальная звездная величина звезды δ Цефея 4m,3, а звезды R Треугольника 12m,6. Каков блеск этих звезд в максимуме светимости, если она у них возрастает соответственно в 2,1 и 760 раз?

Задача 341. Блеск Новой Орла 1918 г. изменился за 2,5 сут с 10m,5 до 1m,1. Во сколько раз он увеличился и как в среднем менялся на протяжении полусуток?

Задача 342. Блеск Новой Лебедя, обнаруженной 29 августа 1975 г., до вспышки был близок к 21m, а в максимуме увеличился до 1m,9. Если считать, что в среднем абсолютная звездная величина новых звезд в максимуме блеска бывает около -8m, то какую светимость имела эта звезда до вспышки и в максимуме блеска и на каком примерно расстоянии от Солнца звезда находится?

Задача 343. Эмиссионные водородные линии Н5 (4861 А), и Н1 (4340 А) в спектре Новой Орла 1918 г. были Смещены к фиолетовому концу соответственно на 39,8 Å и 35,6 Å, а в спектре Новой Лебедя 1975 г. - на 40,5 Å и 36,2 Å. С какой скоростью расширялись газовые оболочки, сброшенные этими звездами?

Задача 344. Угловые размеры галактики М81 в созвездии Большой Медведицы равны 35"Х14", а галактики М51 в созвездии Гончих Псов-14"Х10", Наибольший блеск сверхновых звезд, вспыхнувших в разное время в этих галактиках, был равен соответственно 12m,5 и 15m,1, Приняв в среднем абсолютную звездную величину сверхновых звезд в максимуме блеска близкой к -15m,0, вычислить расстояния до этих галактик и их линейные размеры.

Ответы - Кратные и переменные звезды

ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД

• Цвет и температура звезд.

• Спектры и химический состав звезд

• Светимости звезд

• Радиусы звезд.

• Массы звезд

• Средние плотности звезд.

• Диаграмма «спектр-светимость»

• Общие сведения о СОЛНЦЕ.

• Данные о СОЛНЦЕ

Спектры и химический состав звезд

• Важнейшие сведения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр СОЛНЦА, представляют собой спектры поглощения. Сходные между собой спектры звезд сгруппированы в семь основных спектральных классов. Они обозначаются прописными буквами латинского алфавита:

O-B-A-F-G-K-M и располагаются в такой последовательности, что при переходе слева направо цвет звезды меняется от близкого к голубому (класс О), белому (класс А), желтому (класс G), красному (класс М). Следовательно, в этом же направлении от класса к классу происходит убывание температуры звезд. Внутри каждого класса существует разделение еще на 10 подклассов. СОЛНЦЕ относится к спектральному классу G2.

• В основном атмосферы звезд имеют сходный химический состав: самыми распространенными элементами в них, как и на СОЛНЦЕ, оказались водород и гелий.

Светимости звезд

• Звезды, как и СОЛНЦЕ, излучают энергию в диапазоне всех длин волн электромагнитных колебаний. Светимость (L) характеризует общую мощность излучения звезды и представляет одну из важнейших ее характеристик. Светимость пропорциональна площади поверхности звезды (или квадрату радиуса) и четвертой степени эффективной температуры фотосферы.

• L=4πR^2T^4

РАДИУСЫ ЗВЕЗД.

Радиусы звезд можно определить из формулы для определения светимости звезд.. Определив радиусы многих многих звезд, астрономы убедились в том, что существуют звезды, размыры которых резко отличаются от размеров СОЛНЦА.. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы в сотни раз превосходят радиус СОЛНЦА. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус СОЛНЦА, называются гигантами. Звзеды, по размерам близкие к СОЛНЦУ или меньшие, чем СОЛНЦЕ, относятся к карликам. Среди карликов есть звезды, которые меньше ЗЕМЛИ или даже ЛУНЫ. Открыты звезды и еще меньших размеров.

Массы звезд.

• Масса звезды-одна из важнейших ее харектеристик. Массы звезд различны. Однако, в отличие от светимостей и размеров, массы звезд заключены в сравнительно узких пределах: самые массивные звезды обычно лишь в десятки раз превосходят СОЛНЦЕ, а наименьшие массы звезд порядка 0,06 МΘ.

Средние плотности звезд.

Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга, У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики. Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки раз и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах. Агрегатное состояние, котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом».

Диаграмма «спектр-светимость»

В начале нынешнего века голландский астроном Э.Герцшпрунг (1873-1967) и американский астроном Г.Рассел (1877-1957) независимо друг от друга обнаружили, что существует связь между спектрами звезд и их светимостями. Эта зависимость, полученная путем сопоставления данных наблюдений, представлена диаграммой. Каждой звезде соответствует точка диаграммы, получивший название диаграммы «спектр-светимость» или диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Подавляющее большинство звезд принадлежит главной последовательности, простирающейся от горячих сверхгигантов до холодных красных карликов. Рассматривая главную последовательность можно заметить, что, чем горячее относящиеся к ней звезды, тем большую светимость они имеют. От главной последовательности в разных частях диаграммы сгруппированы гиганты, сверхгиганты и белые карлики.

ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О СОЛНЦЕ

• СОЛНЦЕ играет исключительную роль в жизни Земли. Весь органический мир нашей планеты обязан СОЛНЦУ своим существованием.

• СОЛНЦЕ- единственная звезда в Солнечной системе, источник энергии на Земле. Это довольно обычная звезда Вселенной, которая не является уникальной по своим физическим характеристикам (массе, размерам, температуре, химическому составу).

• СОЛНЦЕ - излучает энергию в различных диапазонах электромагнитных волн.

• Источник энергии СОЛНЦА и звезд - термоядерные реакции, происходящие в их недрах.

ДАННЫЕ О СОЛНЦЕ

• Горизонтальный параллакс – 8,794 сек

• Среднее расстояние от ЗЕМЛИ 1,496*10^8 км

• Линейный диаметр 1,39*10^6 км

• Масса 2*10^30 кг

• Средняя плотность 1,4*10^3 кг/м^3

• Ускорение свободного падения 274 м/с

• Светимость 3,8*10^26 Вт

• Видимая звездная величина -26,8^m

• Абсолютная звездная величина +4,8^m

• Спектральный класс G2

• Расстояние от СОЛНЦА до центра ГАЛАКТИКИ 10^4 пк

ВСПОМНИМ СТИХОТВОРЕНИЕ В.ХОДАСЕВИЧА

• ГОРИТ ЗВЕЗДА, ДРОЖИТ ЭФИР, ТАИТСЯ НОЧЬ В ПРОЛЕТЕ АРОК, КАК НЕ ЛЮБИТЬ ВЕСЬ ЭТОТ МИР, НЕВЕРОЯТНЫЙ ТВОЙ ПОДАРОК?

• ТЫ ДАЛ МНЕ ПЯТЬ НЕВЕРНЫХ ЧУВСТВ,

• ТЫ ДАЛ МНЕ ВРЕМЯ И ПРОСТРАНСТВО,

• ИГРАЕТ В МАРЕВЕ ИСКУССТВ

• МОЕЙ ДУШИ НЕПОСТОЯНСТВО.

• И Я ТВОРЮ ИЗ НИЧЕГО

• ТВОИ МОРЯ, ПУСТЫНИ, ГОРЫ,

• ВСЮ СЛАВУ СОЛНЦА ТВОЕГО,

• ТАК ОСЛЕПЛЯЮЩЕГО ВЗОРЫ.

• И РАЗРУШАЮ ВДРУГ ШУТЯ

• ВСЮ ЭТУ ПЫШНУЮ НЕЛЕПОСТЬ,

• КАК РУШИТ МАЛОЕ ДИТЯ

• ИЗ КАРТ ПОСТРОЕННУЮ КРЕПОСТЬ.