Физическая природа звезд сообщение коротко. Физическая природа звезд
Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже
Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.
HTML-версии работы пока нет.
Cкачать архив работы можно перейдя по ссылке, которая находятся ниже.
Подобные документы
Понятие эволюции звезд. Изменение характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Выделение гравитационной энергии. Образование звезд, стадия гравитационного сжатия. Эволюция на основе ядерных реакций. Взрывы сверхновых.
контрольная работа , добавлен 09.02.2009
Понятие и виды двойных звезд, измерение их массы с помощью законов Кеплера. Возникновение вспышки в результате встречи потоков вещества, устремляющихся от звезд. Влияние сил тяготения на двойные звезды, характерные особенности рентгеновских пульсаров.
презентация , добавлен 21.03.2012
Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.
контрольная работа , добавлен 23.04.2007
Зарождение и эволюция звезды. Голубые сверхгиганты - мегазвезды массой между 140 и 280 массами Солнца. Красные и коричневые карлики. Черные дыры, причины их возникновения. Жизненный цикл Солнца. Влияние размера и массы звезд на длительность ее жизни.
презентация , добавлен 18.04.2014
Исследование основ спектральной классификации звезд. Изучение спектра распределения энергии излучения по частоте и по длинам волн. Определение основных свойств излучающего объекта. Температура и давление на поверхности звезд разных спектральных классов.
реферат , добавлен 02.01.2017
Основные этапы возникновения и развития звезд, их структура и элементы. Причины и гипотезы насчет взрывов звезд и образования сверхновых. Степень зависимости финальной стадии эволюции звезды от ее массы, предпосылки возникновения явления "черной дыры".
реферат , добавлен 21.12.2009
Источники энергии звезд. Гравитационное сжатие и термоядерный синтез. Ранние и поздние стадии эволюции звезд. Выход звезд из главной последовательности. Гравитационный коллапс и поздние стадии эволюции звезд. Особенности эволюции тесных двойных систем.
курсовая работа , добавлен 24.06.2008
Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение
высшего профессионального образования
«Южно-Уральский государственный университет»
Факультет
«Экономики и управления»
Кафедра
«Мировой экономики и экономической теории»
Природа и состав звезд
Реферат
По дисциплине «Концепции современного естествознания»
- Проверил
- Доцент
кафедры Физическая химия
- Тепляков
Юрий Николаевич
- Автор
работы
- студентка
группы 236
- Глушко
Ольга
Цель реферата – изучить природу и состав звезд. В соответствии с выбранной темой поставлены следующие задачи:
- Рассмотрение
понятия, параметров и классификаций звезд.
Описание эволюции звезд.
Изучение звездных скоплений и ассоциаций
Изучение состава звезд.
Введение………………………………………………………… …………………4
- Понятие звезд,
их параметры и классификация…………………………….5
Эволюция звезд………………………………………………………………. .9
Звездные скопления и ассоциации...…………….……………...……… …..13
Химический состав звезд…………………………………………………….18
Приложения…………………………………………………… ………….………22
Библиографический список……………………………………………………... 24
Введение
Наука о звездах – астрономия – одна из
самых древних, ведь эти загадочные небесные
тела всегда интересовали человека. Как
и все тела в природе, звёзды не остаются
неизменными, они рождаются, эволюционируют,
и, наконец «умирают». Чтобы проследить
жизненный путь звёзд и понять, как они
стареют и что собой представляют, необходимо
знать, как они возникают и что из себя
представляют.
Актуальность исследования звезд
возрастает с каждым днем, что
связано с расширением горизонта
знаний человечества о космосе
и внеземных формах жизни. Вселенная
состоит на 98% из звезд. Они же являются
основным элементом галактики.
1.Понятие и классификация звезд
Звезды – это массы светящегося газа, более или менее равномерно разбросанные по небу (хотя иногда они образуют группы), которые мы можем наблюдать на ночном небе как маленькие точки. Звезды - это основные тела Вселенной, в них сосредоточено более 90 % наблюдаемого вещества.
Основными параметрами звёзд являются:
- масса,
светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени L),
радиус,
температура поверхности.
Масса звезды приобрела большую значимость, когда были открыты источники энергии звезд. Масса Солнца М с = 2 10 30 кг, а массы почти всех звезд лежат в пределах 0,1 - 50 массы Солнца. Практически наиболее верным способом определения массы звезды являются исследования движений двойных звезд. Оказалось, что положение звезды на Главной последовательности определяется ее массой
Светимость
Светимость
звезды L часто выражается в единицах
светимости Солнца, которая равна
3,86 10 26
Вт. По своей светимости
звезды очень сильно различаются. Есть
звезды белые и голубые сверхгиганты (их,
правда, сравнительно немного), светимости
которых превосходят светимость Солнца
в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство
звезд составляют «карлики», светимости
которых значительно меньше солнечной,
зачастую в тысячи раз. Характеристикой
светимости является так называемая «абсолютная
величина» звезды.
Абсолютная звёздная
величина (M
) для звёзд определяется
как видимая звёздная величина объекта,
если бы он был расположен на расстоянии
10 парсек от наблюдателя. Видимая звездная
величина зависит, с одной стороны, от
ее светимости и цвета, с другой – от расстояния
до нее. Абсолютная звездная величина
Солнца во всем диапазоне излучения M =
4,72. Звезды высокой светимость имеют отрицательные
абсолютные величины, например -4, -6. Звезды
низкой светимости характеризуются большими
положительными значениями, например
+8, +10.
Радиус
Используя
самую современную технику астрономических
наблюдений, удалось в настоящее
время непосредственно измерить
угловые диаметры (а по ним, зная
расстояние, и линейные размеры) лишь
нескольких звезд. В основном астрономы
определяют радиусы звезд другими
методами. Один из них дает формула.
Определив
радиусы многих звезд, астрономы
убедились в том, что существуют
звезды, размеры которых резко
отличаются от размеров Солнца. Наибольшие
размеры у сверхгигантов. Их радиусы
в сотни раз превосходят радиус
Солнца. Например, радиус звезды а
Скорпиона
(Антарес) не менее чем в 750 раз превосходит
солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки
раз превосходят радиус Солнца, Называются
гигантами. Звезды, по размерам близкие
к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся
к карликам.
Радиус звезд – непостоянная величина.
Он может изменяться, например как у Бетельгейзе,
чей радиус за последние 15 лет уменьшился
на 15%.
Температура
Температура
определяет цвет звезды и ее спектр.
Так, например, если температура поверхности
слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый,
6-7 тыс. К. – желтоватый. Очень горячие
звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К.
имеют белый или голубоватый цвет. У холодных
красных звезд спектры характеризуются
линиями поглощения нейтральных атомов
металлов и полосами некоторых простейших
соединений. По мере увеличения температуры
поверхности в спектрах звезд исчезают
молекулярные полосы, слабеют многие линии
нейтральных атомов, а также линии нейтрального
гелия. Сам вид спектра радикально меняется.
Например, у горячих звезд с температурой
поверхностных слоев, превышающей 20 тыс.
К, наблюдаются преимущественно линии
нейтрального и ионизованного гелия, а
непрерывный спектр очень интенсивен
в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой
поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее
интенсивны линии водорода, в то время
как у звезд с температурой около 6 тыс.
К. линии ионизированного кальция, расположенные
на границе видимой и ультрафиолетовой
части спектра. Заметим, что такой вид
I имеет спектр нашего Солнца.
Классификация
звезд
Классификации
в любой области науки могут
быть как искусственными (по каким-то
отдельным признакам, которые легко
определяются), так и естественными,
т.е. отражающими суть объекта, его
комплексную характеристику, происхождение
и т.п., хотя принадлежность к тому
или иному классу в этом случае не
всегда легко определяется. Объекты могут
объединяться как в реально существующие
группы (по качественным признакам), так
и в условные группы, отличающиеся только
количественно. Современная звёздная
астрономия демонстрирует нам все эти
случаи.
Классификации
звезд начали строить сразу после
того, как начали получать их спектры.
В первом приближении спектр звезды
можно описать как спектр чёрного
тела, но с наложенными на него линиями
поглощения или излучения. По составу
и силе этих линий, звезде присваивался
тот или иной определённый класс.
Так поступают и сейчас, однако,
нынешнее деление звезд гораздо
более сложное: дополнительно оно
включает абсолютную звездную величину,
наличие или отсутствие переменности
блеска и размеров, а основные спектральные
классы разбиваются на подклассы.
Наиболее
известной и общей является классификация
на основе цвета, размера и температуры
звезды
.
Астрономы разделяют
звезды на различные спектральные классы.
Спектральная классификация, разработка
которой началась в XIX веке, первоначально была
основана на интенсивности линий поглощения водорода.
Классы, которые наилучшим образом описывают температуру звезд,
используются и в настоящее время. Типичные
спектры для семи основных спектральных
классов – OBAFGKM. Оказывается, что голубые
звезды спектрального класса О - это самые
большие звезды. Они превосходят Солнце
в более чем сорок раз по массе, в двадцать
раз по размерам и в миллион раз ярче Солнца.
Следующими по шкале звездных масс идут
белые звезды спектральных классов В и
А. Далее следуют желто-белые звезды класса F и
желтые звезды класса G, подобные нашему
Солнцу. Звезды меньшей массы более тусклые
и меньше по размеру. Массы и размеры оранжевых
звезд, относящихся к классу К, составляют
около трех-четвертых от массы Солнца.
Звезды класса М самые холодные и имеют
густой оранжево-красный цвет. Типичные
представители этого класса примерно
в пять раз меньше Солнца по массе и радиусу
и в два раза ниже по температуре поверхности,
которая составляет порядка 3000 К. Около
сотни таких звезд будут иметь такую же
светимость как наше Солнце. На классе
М заканчивается гарвардская классификация
звезд.
В
самом начале ХХ века датский астроном
Герцшпрунг и американский астрофизик
Рессел обнаружили существование зависимости
между температурой поверхности
звезды и ее светимостью. Эта зависимость
иллюстрируется диаграммой, по одной
оси которой откладывается спектральный
класс, а по другой абсолютная звездная
величина. Вместо абсолютной звездной
величины можно откладывать светимость
в логарифмической шкале, а вместо
спектральных классов непосредственно
температуру поверхности. Такая диаграмма
называется диаграммой спектр-светимость
или диаграммой Герцшпрунга – Рессела.
При этом температуру откладывают в направлении
справа налево, чтобы сохранить старый
вид диаграммы, возникший еще до того,
как была изучена зависимость цвета звезды
от температуры ее поверхности.
Если
бы между светимостями и их температурами
не было никакой зависимости, то все
звезды распределялись на такой диаграмме
равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются
несколько закономерностей, которые
называют последовательностями. Положение
каждой звезды в той или иной точке
диаграммы определяется ее физической
природой и возрастом (стадией эволюции).
Звезда не находится в течение
всей своей жизни на месте, а перемещается
по диаграмме Г-Р. Поэтому на диаграмме
Г-Р как бы запечатлена вся
история рассматриваемой совокупности
звезд. Анализ это диаграммы позволяет
выделить различные группы звезд, объединенные
общими физическими свойствами. Наиболее
богатую звездами диагональ, 90 % всех звезд,
идущую из верхнего левого угла в правый
нижний, называют главной последовательностью.
Именно вдоль нее расположены звезды,
о которых мы с вами говорили выше. В настоящее
время выяснилось, что звезды главной
последовательности – нормальные звезды,
похожие на Солнце, в которых происходит
сгорание водорода в термоядерных реакциях.
Главная последовательность – это последовательность
звезд разной массы. Самые большие по массе
звезды располагаются в верхней части
главной последовательности и являются
голубыми гигантами. Самые маленькие по
массе звезды – карлики. Они располагаются
в нижней части главной последовательности.
(см. рис.№1)
Существующие
в природе звезды имеют более
широкие диапазоны параметров, нежели
звезды главной последовательности. Такие
звезды мы наблюдаем на диаграмме Г-Р вне
зоны главной диагонали. Они также образуют
последовательности, т.е. в этих группах
тоже существуют определенные зависимости
между светимостями и температурами, разные
для каждой группы. Эти группы названы
классами светимости. Их всего семь. А
именно: I-сверхгиганты (звезда, находящая
в преддверии вспышки сверхновой звезды), II-яркие
гиганты (звезды,
лежащие между гигантами и сверхгигантами
), III-гиганты, IV – субгиганты
(бывшая звезда главной последовательности,
подобная Солнцу или несколько более массивная,
чем Солнце, в ядре которой иссякло водородное
топливо.), V- звезды главной последовательности, VI-
субкарлики (это звёзды тускнее звёзд главной
последовательности того же спектрального
класса
.
), VII-
белые карлики (звезды, меньше Солнца).
(см.
рис.№2; табл.№1)
2.
Эволюция звезд
Эволюция
звезд - это изменение со временем
физических характеристик, внутреннего
строения и химического состава звезд.
Современная теория эволюции звезд способна
объяснить общий ход развития звезд в
удовлетворительном согласии с данными
наблюдений.
Ход
эволюции звезды зависит от ее массы
и исходного химического состава,
который, в свою очередь, зависит
от времени, когда образовалась звезда
и от ее положения в Галактике
в момент образования.
Ранняя
стадия эволюции звёзды очень не велика
и звезда в это время погружена
в туманность, поэтому протозвезду
очень тяжело обнаружить.
Звезды
образуются в результате гравитационной
конденсации вещества межзвездной
среды. К молодым относятся звезды,
которые еще находятся в стадии
первоначального гравитационного сжатия.
Температура в центре таких звезд недостаточна
для протекания ядерных реакций, и свечение
происходит только за счет превращения
гравитационной энергии в теплоту.
Гравитационное
сжатие - первый этап эволюции звезд.
Он приводит к разогреву центральной зоны
звезды до температуры «включения» термоядерной
реакции (примерно 10-15 млн К) - превращения
водорода в гелий (ядра водорода, т.е. протоны,
образуют ядра гелия). Это превращение
сопровождается большим выделением энергии.
Так как количество водорода ограничено,
рано или поздно он выгорает. Выделение
энергии в центре звезды прекращается,
и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка
разбухать. Чем массивнее звезда, тем большим
запасом водородного топлива она располагает,
но для противодействия силам гравитационного
коллапса ей приходится сжигать водород
с интенсивностью, превосходящей по темпу
роста темп роста запасов водорода по
мере увеличения массы звезды. Таким образом,
чем массивнее звезда, тем короче время
ее жизни, определяемое исчерпанием запасов
водорода, и самые крупные звезды в буквальном
смысле сгорают за десятки миллионов лет.
Самые мелкие звезды, с другой стороны,
«безбедно» живут сотни миллиардов лет.
Рано или поздно, однако, любая звезда
израсходует весь пригодный для сжигания
в своей термоядерной топке водород.
Рано
или поздно, однако, любая звезда
израсходует весь пригодный для
сжигания в своей термоядерной топке
водород. Что будет дальше зависит от
массы звезды. Солнце (и все звезды, не
превышающие его по массе более чем в восемь
раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным
образом. По мере истощения запасов водорода
в недрах звезды силы гравитационного
сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа
с самого момента зарождения светила,
начинают одерживать верх - и под их воздействием
звезда начинает сжиматься и уплотняться.
Этот процесс приводит к двоякому эффекту:
Температура в слоях непосредственно
вокруг ядра звезды повышается до уровня,
при котором содержащийся там водород
вступает, наконец, в реакцию термоядерного
синтеза с образованием гелия. В то же
время температура в самом ядре, состоящем
теперь практически из одного гелия, повышается
настолько, что уже сам гелий - своего
рода «пепел» затухающей первичной реакции
нуклеосинтеза - вступает в новую реакцию
термоядерного синтеза: из трех ядер гелия
образуется одно ядро углерода. Этот процесс
вторичной реакции термоядерного синтеза,
топливом для которого служат продукты
первичной реакции, - один из ключевых
моментов жизненного цикла звезд.
При
вторичном сгорании гелия в ядре
звезды выделяется так много энергии,
что звезда начинает буквально раздуваться.
В частности, оболочка Солнца на этой
стадии жизни расширится за пределы
орбиты Венеры. При этом совокупная
энергия излучения звезды остается
примерно на том же уровне, что и
в течение основной фазы ее жизни,
но, поскольку излучается эта энергия
теперь через большую площадь поверхности,
внешний слой звезды остывает до красной
части спектра. Звезда превращается в красный
гигант.
Далее
если звезда меньше 1,2 массы солнца,
она сбрасывает наружный слой (образование
планетарной туманности). После того,
как от звёзды отделяется оболочка,
открываются её внутренние очень
горячие слои, а оболочка тем временем
отходит всё дальше. Через несколько
десятков тысяч лет оболочка распадётся
и останется только очень горячая
и плотная звезда, которая постепенно
остывает. Температура внутри ядра больше
не способна подняться до уровня, необходимого
для начала термоядерной реакции следующего
уровня. Звезда превращается в белый
карлик.
Постепенно остывая
они превращаются в невидимые
чёрные карлики
. Чёрные карлики – это
очень плотные и холодные звёзды, размером
чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую
с массой солнца. Процесс остывания белых
карликов длится несколько сотен миллионов
лет.
Звезды более массивные, нежели
Солнце (от 1,2 до 2,5 солнечной массы), ждет
куда более зрелищный конец. После сгорания
гелия их масса при сжатии оказывается
достаточной для разогрева ядра и оболочки
до температур, необходимых для запуска
следующих реакций нуклеосинтеза - углерода,
затем кремния, магния - и так далее, по
мере роста ядерных масс. При этом при
начале каждой новой реакции в ядре звезды
предыдущая продолжается в ее оболочке.
На самом деле, все химические элементы
вплоть до железа, из которых состоит Вселенная,
образовались именно в результате нуклеосинтеза
в недрах умирающих звезд этого типа. Но
железо - это предел; оно не может служить
топливом для реакций ядерного синтеза
или распада ни при каких температурах
и давлениях, поскольку как для его распада,
так и для добавления к нему дополнительных
нуклонов необходим приток внешней энергии.
В результате массивная звезда постепенно
накапливает внутри себя железное ядро,
не способное послужить топливом ни для
каких дальнейших ядерных реакций.
Как
только температура и давление внутри
ядра достигают определенного уровня,
электроны начинают вступать во взаимодействие
с протонами ядер железа, в результате
чего образуются нейтроны. И за очень
короткий отрезок времени - некоторые
теоретики полагают, что на это уходят
считанные секунды, - свободные на протяжении
всей предыдущей эволюции звезды электроны
буквально растворяются в протонах ядер
железа, всё вещество ядра звезды превращается
в сплошной сгусток нейтронов и начинает
стремительно сжиматься в гравитационном
коллапсе, поскольку противодействовавшее
ему давление вырожденного электронного
газа падает до нуля. Внешняя оболочка
звезды, из под которой оказывается, выбита
всякая опора, обрушивается к центру. Энергия
столкновения обрушившейся внешней оболочки
с нейтронным ядром столь высока, что она
с огромной скоростью отскакивает и разлетается
во все стороны от ядра - и звезда буквально
взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды.
За считанные секунды при вспышке сверхновой
может выделиться в пространство больше
энергии, чем выделяют за это же время
все звезды галактики вместе взятые.
Существует
несколько гипотез о причине
взрывов звёзд (сверхновых), однако
общепризнанной теории пока нет. Есть
предположение, что это происходит
из-за слишком быстрого спада внутренних
слоёв звезды к центру. Звезда быстро
сжимается до катастрофически маленького
размера порядка 10км, а плотность
её в таком состоянии составляет
10 17 кг/м 3 , что близко к плотности
атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов
(при этом электроны, как бы вдавливаются
в протоны), именно поэтому она называется «
нейтронной»
.
Её начальная температура около миллиарда
кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро
остывать.
Эта
звезда из-за её маленького размера
и быстрого остывания долгое время
считалась невозможной для наблюдения.
Но через некоторое время были
обнаружены пульсары. Эти пульсары и оказались
нейтронными звёздами. Названы они так
из-за кратковременного излучения радиоимпульсов.
Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие
было сделано совершенно случайно и не
так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные
импульсы обусловлены тем, что при очень
быстром вращении мимо нашего взгляда
постоянно мелькает конус магнитной оси,
которая образует угол с осью вращения.
Пульсар
может быть обнаружен только для
нас в условиях ориентирования магнитной
оси, а это примерно 5% из их общего
количества. Часть пульсаров не находится
в радио туманностях, так как
туманности сравнительно быстро рассеиваются.
Через сотню тысяч лет эти
туманности перестают быть видимыми,
а возраст пульсаров исчисляется
десятками миллионов лет.
Звезды
с высокой массой 8-10 масс солнца, эволюционируют
так же, как и со средней до момента формирования
углеродно-кислородного ядра. Это ядро
сжимается и становится вырожденным до
того как загорится углерод, форсируя
вспышку, известную как углеродная детонация –
аналог гелиевой вспышки. Хотя в принципе
углеродная детонация может привести
к вспышке звезды как сверхновой, некоторые
звезды могут пережить эту стадию, и не
взорваться. При повышении температуры
в ядре вырождение газа может сняться,
после чего звезда продолжает эволюционировать
как очень массивная звезда.
Очень
массивные звезды,
с массой более 10масс Солнца, настолько
горячи, что гелий загорается в ядре до
того, как звезда достигнет ветви красных
гигантов. Загорание происходит еще тогда,
когда эти звезды являются голубыми сверхгигантами
и звезда продолжает монотонно эволюционировать
в сторону покраснения; пока гелий горит
в конвективном ядре, водород горит в слоевом
источнике, обеспечивая большую часть
светимости звезды. После исчерпания гелия
в ядре температура там так высока, что
углерод загорается до того, как газ станет
вырожденным и углеродное горение включается
постепенно без взрывных процессов. Загорание
происходит до того, как звезда достигнет
асимптотической ветви гигантов. Во все
время горения углерода в ядре происходит
отток энергии из ядра за счет нейтринного
охлаждения, и основным источником поверхностной
светимости является горение водорода
и гелия в слоевых источниках. Эти звезды
продолжают вырабатывать все более и более
тяжелые элементы вплоть до железа, после
чего ядро коллапсирует, образуя нейтронную
звезду или черную дыру (в зависимости
от массы ядра), а внешние слои разлетаются,
что выглядит как взрыв сверхновой II типа.
Из
всего выше сказанного видно, что
финальная стадия эволюции звезды зависит
от её массы, но при этом необходимо
ещё учитывать неизбежную ею потерю
этой самой массы и вращение
(см.
рис.№3)
3. Звездные скопления и ассоциации
Звездное
скопление – группа звезд, расположенных
в пространстве недалеко друг от друга,
связанных общим происхождением и взаимным
тяготением.
По
современным данным, не менее 70% звезд
Галактики входят в состав двойных
и кратных систем, а одиночные
звезды (как, например, наше Солнце) – это,
скорее, исключение из правил. Но нередко
звезды собираются и в более многочисленные
«коллективы» – звездные скопления.
Все
входящие в скопление звёзды находятся
от нас на одном расстоянии (с точностью
до размеров скопления) и имеют примерно
одинаковый возраст и химический состав.
Но в то же время они находятся на разных
стадиях эволюции (определяемой начальной
массой каждой звезды), что делает их удобным
объектом для проверки теорий происхождения
и эволюции звезд. Различаются два вида
звездных скоплений: шаровые и рассеянные.
Первоначально такое разделение было
принято по внешнему виду, но по мере дальнейшего
изучения стало ясно, что шаровые и рассеянные
скопления не похожи буквально во всем
– по возрасту, звездному составу, характеру
движения и т.д.
Шаровые
звездные скопления
насчитывают в своем
составе от десятков тысяч до миллионов
звезд. Для этого типа скоплений характерна
правильная сферическая или несколько
сплюснутая форма (которая, по-видимому,
является признаком осевого вращения
скопления). Но известны и бедные звездами
скопления, по внешнему виду неотличимые
от рассеянных (например, NGC 5053), и отнесенные
к шаровым по характерным особенностям
диаграммы «спектр-светимость». Двум самым
ярким шаровым скоплениям присвоены обозначения
омега Центавра и 47 Тукана как обычным
звездам, поскольку благодаря значительному
видимому блеску, они хорошо видны невооруженным
глазом, но только в южных странах. А в
средних широтах северного полушария
для невооруженного глаза доступны, хотя
и с трудом, только два – в созвездиях
Стрельца и Геркулеса. (см. рис.№4)
Шаровых
скоплений в Галактике в настоящее
время известно около 150, но очевидно,
что это только небольшая часть
из существующих на самом деле (полное
их число оценивается примерно в
400-600). Их распределение по небесной
сфере неравномерное - они сильно
концентрируются к галактическому
центру, образуя вокруг него протяженное
гало. Примерно половина из них расположена
не дальше 30 градусов от видимого центра
Галактики (в Стрельце), т.е. в области,
площадь которой составляет лишь
на 6% от всей площади небесной сферы.
Такое распределение является следствием
особенностей обращения шаровых скоплений
вокруг центра Галактики, характерное
для объектов сферической подсистемы
- по сильно вытянутым орбитам. Один раз
за период (10 8 -10 9 лет) шаровое
скопление проходит через плотные центральные
области Галактики и её диск, что способствует
"выметанию" межзвездного газа из
скопления (наблюдения подтверждают, что
газа в этих скоплениях очень мало). Некоторые
шаровые скопления находятся так далеко
от центра Галактики, что их можно отнести
к межгалактическим.
Диаграмма
"спектр-светимость" у шаровых
скоплений имеет характерную
форму из-за отсутствия массивных
звезд на ветви главной последовательности.
Это свидетельствует о значительном
возрасте шаровых скоплений (10-12 млрд.
лет, т.е. они, формировались одновременно
с образованием самой Галактики) - за такое
время запасы водорода исчерпываются
у звезд с массой, близкой к солнечной,
и они покидают главную последовательность
(и чем больше начальная масса звезды -
тем быстрее), образуя ветвь субгигантов
и гигантов. Поэтому в шаровых скоплениях
самыми яркими звездами являются красные
гиганты. Кроме того, в них наблюдаются
переменные звезды (особенно часто - типа
RR Лиры), а также - конечные продукты эволюции
массивных звезд, проявляющие себя в виде
рентгеновских источников разных типов.
Но, в общем, в шаровых скоплениях двойные
звезды встречаются редко. Следует отметить,
что в других галактиках (например, в Магеллановых
Облаках) найдены типичные по внешнему
виду шаровые скопления, но со звездным
составом небольшого возраста, и поэтому
такие объекты считаются молодыми шаровыми
скоплениями. Еще одна особенность шаровых
скоплений - пониженное содержание тяжелых
(тяжелее гелия) элементов в атмосферах
входящих в них звезд. По сравнению с их
содержанием в Солнце звезды шаровых скоплений
обеднены этими элементами в 5-10 раз, а
в некоторых скоплениях - до 200 раз. Эта
особенность характерна для объектов
сферической составляющей Галактики и
также связана с большим возрастом скоплений
- их звезды формировались из первичного
газа, в то время как Солнце было образовано
значительно позже и содержит в себе тяжелые
элементы, образованные ранее проэволюционировавшими
звездами.
Рассеянные
звездные скопления
содержат относительно
немного звезд - от нескольких десятков
до нескольких тысяч, и ни о какой правильной
форме здесь, как правило, уже речи не идет.
Самым известным рассеянным скоплением
являются Плеяды, видимые в созвездии
Тельца. В том же созвездии находится еще
одно скопление - Гиады - группа слабых
звезд вокруг яркого Альдебарана.
Рассеянных
звездных скоплений известно около 1200,
но считается, что их в Галактике их гораздо
больше (порядка 20 тысяч). Они также распределены
по небесной сфере неравномерно, но, в
отличие от шаровых скоплений, сильно
концентрируются к плоскости Галактики,
поэтому практически все скопления этого
типа видны вблизи Млечного Пути, и в основном
удалены не более 2 кпк от Солнца (см.рис.№5).
Этим фактом объясняется, почему наблюдается
столь малая доля из общего количества
скоплений - многие из них слишком далеки
и теряются на фоне высокой звездной плотности
Млечного Пути, или скрыты поглощающими
свет газово-пылевыми облаками, также
сосредоточенными в галактической плоскости.
Как и другие объекты диска Галактики,
рассеянные скопления обращаются вокруг
галактического центра по орбитам, близким
к круговым. Диаметры рассеянных скоплений
от 1.5 пк до 15-20 пк, а концентрация звезд
составляет от 1 до 80 на 1 пк 3 . Как
правило, скопления состоят из относительно
плотного ядра и более разряженной кроны.
Среди рассеянных скоплений известны
двойные и кратные, т.е. группы, характеризуемые
их пространственной близостью и сходными
собственными движениями и лучевыми скоростями.
Главное
отличие рассеянных скоплений от
шаровых - большое разнообразие диаграмм
"спектр-светимость" у первых,
вызванное различиями их возрастов.
Самым молодым скоплениям - около
1 млн. лет, самым старым - 5-10 млрд. Поэтому
и звездный состав рассеянных скоплений
отличается разнообразием - в них
встречаются голубые и красные
сверхгиганты, гиганты, переменные различных
типов - вспыхивающие, цефеиды и т.д.
Химический состав звезд, входящих в
рассеянные скопления, достаточно однороден,
и в среднем содержание тяжелых
элементов близко к солнечному, что
типично для объектов диска Галактики.
Другая
особенность рассеянных скоплений
- что они нередко бывают видны
совместно с газовопылевой туманностью
- остатком облака, из которого звезды
этого скопления когда-то образовались.
Звезды могут разогревать или
освещать "свою" туманность, делая
ее видимой. Известные всем Плеяды (см.
фото) тоже погружены в голубую
холодную туманность. В галактике
рассеянные скопления могут быть
только там, где много газовых
облаков. В спиральных галактиках, таких,
как наша, такие места в изобилии
встречаются в плоской составляющей
галактики, и молодые скопления
служат неплохими индикаторами спиральной
структуры, поскольку за время, прошедшее
с момента формирования, они не
успевают удалиться от спиральных ветвей,
в которых это формирование происходит.
и т.д.................
Слайд 2
Повторим пройденную тему
Что используется в качестве базиса при определении годичных параллаксов звезд? Какие единицы применяют при измерении расстояний до звезд? Каково соотношение между этими единицами? Сколько времени пришлась бы лететь к Проксиме Кентавра космическому кораблю, способному развивать скорость 17 км/с?
Слайд 3
Цвет и температура звезд
Цвет звезды свидетельствует о ее температуре. Солнце (6000 К) -желтая звезда Бетельгейзе (4000 К) – красная звезда Сириус (10000 – 20000) –белая звезда
Слайд 4
Спектр и химический состав звезд
Видимая поверхность звезды – фотосфера. Температура фотосферы связана с такой характеристикой звезды, как спектральный класс. Всего основных семь классов: O, B, A, F, G, K, M
Слайд 5
Слайд 6
Самые высокие температуры имеют голубые звезды, они же обладают наибольшей светимостью. Следовательно, на нашей диаграмме их следует поместить в левом верхнем углу. Красные карлики расположатся в нижнем правом углу, у них маленькая температура и низкая светимость. Солнце расположится ближе к середине диаграммы. Видно, что все звезды, о которых мы говорим, располагаются вдоль одной линии. Эту линию принято называть Главной последовательностью.
Слайд 7
Слайд 8
Светимость звезды (L)
Светимостью называют мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнца
Слайд 9
(М© – М) L = 2,512 М© = 5 М = - 9 (гиганты) м = + 17 (карлики)
Слайд 10
Радиусы звезд
Сверхгиганты превышают размеры Солнца в сотни раз (Антарес); Гиганты – превышают размеры Солнца в десятки раз; Карлики – по размерам близки к Солнцу
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
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
