A csillagok fizikai természete az üzenet rövid. A csillagok fizikai természete

Küldje el a jó munkát a tudásbázis egyszerű. Használja az alábbi űrlapot

Azok a hallgatók, végzős hallgatók, fiatal tudósok, akik tanulmányaikban és munkájuk során használják fel a tudásbázist, nagyon hálásak lesznek Önnek.

A műnek még nincs HTML verziója.
Az alábbi linkre kattintva letöltheti a mű archívumát.

Hasonló dokumentumok

A csillagok evolúciójának fogalma. A csillagok jellemzőinek, belső szerkezetének és kémiai összetételének időbeli változásai. A gravitációs energia felszabadulása. Csillagképződés, a gravitációs összehúzódás szakasza. Magreakciókon alapuló evolúció. Szupernóva-robbanások.

ellenőrzési munka, hozzáadva 2009.02.09


A kettős csillagok fogalma és típusai, tömegük mérése Kepler törvényei alapján. Egy villanás felbukkanása a csillagokból előtörő anyagáramok találkozása következtében. A gravitációs erők hatása kettős csillagokra, a röntgenpulzárok jellemzői.

bemutató, hozzáadva: 2012.03.21


Miből vannak a csillagok? Főbb csillagjegyek. Fényerő és távolság a csillagoktól. A csillagok spektruma. A csillagok hőmérséklete és tömege. Honnan származik egy csillag hőenergiája? A csillagok evolúciója. A csillagok kémiai összetétele. A napfejlődés előrejelzése.

teszt, hozzáadva: 2007.04.23


A csillagok eredete és fejlődése. A kék szuperóriások 140 és 280 közötti naptömegű megasztárok. Vörös és barna törpék. Fekete lyukak, előfordulásuk okai. A nap életciklusa. A csillagok méretének és tömegének hatása a csillagok élettartamára.

bemutató, hozzáadva 2014.04.18


A csillagok spektrális osztályozásának alapjainak tanulmányozása. A sugárzási energia eloszlási spektrumának vizsgálata frekvenciában és hullámhosszban. A sugárzó tárgy alapvető tulajdonságainak meghatározása. Hőmérséklet és nyomás különböző spektrumtípusú csillagok felszínén.

absztrakt, hozzáadva: 2017.02.01


A csillagok keletkezésének és fejlődésének főbb állomásai, szerkezetük és elemeik. Okok és hipotézisek a csillagok robbanásáról és a szupernóvák kialakulásáról. A csillag evolúciójának végső szakaszának a tömegétől való függésének mértéke, a „fekete lyuk” jelenség megjelenésének előfeltételei.

absztrakt, hozzáadva: 2009.12.21


A csillagok energiaforrásai. Gravitációs kompresszió és termonukleáris fúzió. A csillagfejlődés korai és késői szakaszai. A fő sorozatot elhagyó csillagok. Gravitációs összeomlás és a csillagfejlődés késői szakaszai. A szoros bináris rendszerek fejlődésének jellemzői.

szakdolgozat, hozzáadva 2008.06.24

Szövetségi Állami Költségvetési Oktatási Intézmény
felsőfokú szakmai végzettség
"Dél-uráli Állami Egyetem"

Közgazdaság- és Gazdálkodástudományi Kar
"Világgazdasági és Gazdaságelméleti Tanszék"

A csillagok természete és összetétele

absztrakt

"A modern természettudomány fogalmai" tudományágban

ellenőrizve

A Fizikai Kémia Tanszék docense

Tepljakov Jurij Nyikolajevics

A mű szerzője

csoportos tanuló 236

Glushko Olga

annotáció

Az absztrakt célja a csillagok természetének és összetételének tanulmányozása. A választott témának megfelelően a következő feladatokat tűztük ki:

A csillagok fogalmának, paramétereinek és osztályozásának áttekintése.
A csillagok evolúciójának leírása.
Csillaghalmazok és asszociációk tanulmányozása
A csillagok összetételének tanulmányozása.

Bevezetés…………………………………………………………………………………4

A csillagok fogalma, paramétereik és osztályozásuk………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………
A csillagok evolúciója………………………………………………………………. .9
Csillaghalmazok és társulások……………………………………………..13
A csillagok kémiai összetétele………………………………………………………….18

Következtetés…………………………………………………………….
Pályázatok………………………………………………………………………………22
Bibliográfiai lista………………………………………………………… 24

Bevezetés

A csillagok tudománya - a csillagászat - az egyik legősibb, mert ezek a titokzatos égitestek mindig is érdekelték az embert. Mint minden test a természetben, a csillagok sem maradnak változatlanok, megszületnek, fejlődnek, és végül „meghalnak”. A csillagok életútjának nyomon követéséhez és annak megértéséhez, hogyan öregszenek és mik, tudni kell, hogyan keletkeznek és mik is azok.
A csillagok tanulmányozásának jelentősége napról napra növekszik, ami az űrről és a földönkívüli életformákról szóló emberi tudás horizontjának bővülésével függ össze. Az univerzum 98%-ban csillagokból áll. Ők a galaxis fő elemei is.

1. A csillagok fogalma és osztályozása

A csillagok világító gáztömegek, amelyek többé-kevésbé egyenletesen szóródnak szét az égbolton (bár néha csoportokat alkotnak), amelyeket az éjszakai égbolton kis pontokként figyelhetünk meg. A csillagok az Univerzum fő testei, a megfigyelt anyag több mint 90%-a bennük koncentrálódik.

A csillagok fő paraméterei:

súly,
fényesség (egy csillag által kibocsátott energia teljes mennyisége egységnyi idő alatt L),
sugár,
felületi hőmérséklet.

csillagok tömege
A csillagok tömege akkor vált fontosabbá, amikor felfedezték a csillagok energiaforrásait. A Nap tömege M c = 2 10 30 kg, és szinte az összes csillag tömege a Nap tömegének 0,1-50 tömegén belül van. A gyakorlatban a csillagok tömegének legmegbízhatóbb módja a kettőscsillagok mozgásának tanulmányozása. Kiderült, hogy egy csillag helyzetét a fősorozaton a tömege határozza meg.

Fényesség
Egy csillag fényességét (L) gyakran a Nap fényességében fejezik ki, ami egyenlő 3,86 10 26kedd A csillagok fényereje nagyon eltérő. Vannak fehér és kék szuperóriáscsillagok (de viszonylag kevés van), amelyek fényereje tíz-, sőt százezerszeresen haladja meg a Nap fényességét. De a csillagok többsége „törpe”, amelyek fényereje jóval kisebb, mint a Napé, gyakran ezerszeres. A fényesség jellemzője a csillag úgynevezett "abszolút értéke". abszolút nagyság ( M) csillagok esetén egy objektum látszólagos nagysága, ha az a megfigyelőtől 10 parszek távolságra lenne. A látszólagos csillagnagyság egyrészt a fényességétől és színétől, másrészt a hozzá való távolságtól függ. A Nap abszolút magnitúdója a teljes sugárzási tartományban M = 4,72. A nagy fényerejű csillagok abszolút magnitúdója negatív, pl. -4, -6. Az alacsony fényerősségű csillagokat nagy pozitív értékek jellemzik, például +8, +10.

Sugár
A csillagászati ​​megfigyelések legmodernebb technikáival ma már csak néhány csillag szögátmérőjét (és belőlük a távolság és a lineáris méretek ismeretében) lehetett közvetlenül megmérni. A csillagászok alapvetően más módszerekkel határozzák meg a csillagok sugarát. Az egyik képletet ad.
Számos csillag sugarának meghatározásával a csillagászok meg vannak győződve arról, hogy vannak olyan csillagok, amelyek mérete élesen eltér a Nap méretétől. A szuperóriások a legnagyobb méretűek. Sugárjuk több százszor nagyobb, mint a Nap sugara. Például egy csillag sugara a A Skorpió (Antares) nem kevesebb, mint 750-szer nagyobb, mint a Nap. Azokat a csillagokat, amelyek sugara tízszer nagyobb, mint a Nap sugara, óriásoknak nevezzük. A Nap méretéhez közeli vagy a Napnál kisebb csillagok törpék.
A csillagok sugara nem állandó. Változhat például Betelgeuse esetében, amelynek sugara 15%-kal csökkent az elmúlt 15 évben.
Hőfok
A hőmérséklet határozza meg a csillag színét és spektrumát. Tehát például, ha a csillagok rétegeinek felületének hőmérséklete 3-4 ezer. K., ekkor színe vöröses, 6-7 ezer K. - sárgás. A 10-12 ezer K feletti hőmérsékletű, nagyon forró csillagok fehér vagy kékes színűek. A hűvös vörös csillagok spektrumát semleges fématomok abszorpciós vonalai és néhány legegyszerűbb vegyület sávja jellemzi. A felszíni hőmérséklet emelkedésével a molekulasávok eltűnnek a csillagok spektrumában, sok semleges atomvonal, valamint a semleges hélium vonala gyengül. A spektrum formája gyökeresen megváltozik. Például a 20 ezer K-t meghaladó felületi réteghőmérsékletű forró csillagokban túlnyomórészt semleges és ionizált héliumvonalak figyelhetők meg, és a folytonos spektrum nagyon intenzív az ultraibolya sugárzásban. A 10 ezer K körüli felületi réteghőmérsékletű csillagoknál a legintenzívebb hidrogénvonalak, míg a 6 ezer K körüli hőmérsékletű csillagoknál ionizált kalciumvonalak találhatók a spektrum látható és ultraibolya tartományának határán. Vegye figyelembe, hogy az I-nek ez a típusa a mi Napunk spektrumával rendelkezik.

Csillagok besorolása
A besorolások bármely tudományterületen lehetnek mesterségesek (egyes, könnyen meghatározható egyedi jellemzők szerint) és természetesek, pl. tükrözi az objektum lényegét, összetett jellemzőit, eredetét stb., bár az adott osztályhoz való tartozás ebben az esetben nem mindig könnyen meghatározható. Az objektumok mind valós csoportokban (minőségi jellemzők szerint), mind feltételes csoportokban egyesíthetők, amelyek csak mennyiségileg különböznek egymástól. A modern csillagcsillagászat mindezeket az eseteket mutatja be nekünk.
A csillagok osztályozását azonnal megkezdték, miután megkapták spektrumaikat. Az első közelítésben a csillag spektruma egy fekete test spektrumaként írható le, de abszorpciós vagy emissziós vonalak vannak rárakva. E vonalak összetétele és erőssége szerint a csillagot egy vagy másik meghatározott osztályba sorolták. Ez még most is zajlik, azonban a csillagok jelenlegi felosztása sokkal összetettebb: ezen kívül tartalmazza az abszolút magnitúdót, a fényesség és a méretváltoztatás meglétét vagy hiányát, a fő spektrális osztályokat pedig alosztályokra osztják.
A leghíresebb és legelterjedtebb a csillag színe, mérete és hőmérséklete alapján történő osztályozás.. A csillagászok a csillagokat különböző spektrális osztályokba osztják. A 19. században kidolgozott spektrális osztályozás eredetileg a hidrogénabszorpciós vonalak intenzitásán alapult. A csillagok hőmérsékletét legjobban leíró osztályok ma is használatosak. Tipikus spektrumok a hét fő spektrumtípushoz - OBAFGKM. Kiderült, hogy az O spektrális típusú kék csillagok a legnagyobb csillagok. Több mint negyvenszer nagyobb tömegűek, mint a Nap, hússzor akkorák, és milliószor világosabbak, mint a Nap. A csillagtömegek skáláján a következőek a B és A spektrális osztályú fehér csillagok. Ezután következnek az F osztályú sárga-fehér csillagok és a G osztályú sárga csillagok, mint a mi Napunk. A kisebb tömegű csillagok halványabbak és kisebbek. A narancssárga K-csillagok tömege és mérete körülbelül három-négyszerese a Napénak. Az M osztályú csillagok a leghidegebbek, és mély narancsvörös színűek. Ennek az osztálynak a tipikus képviselői tömegében és sugarában körülbelül ötször kisebbek a Napnál, és kétszer alacsonyabbak a felszíni hőmérsékletükben, ami körülbelül 3000 K. E csillagok közül körülbelül száz ugyanolyan fényerővel rendelkezik majd, mint a mi Napunk. Az M osztály véget ér a csillagok Harvard-osztályozásának.
A 20. század legelején Hertzsprung dán csillagász és Ressel amerikai asztrofizikus fedezte fel a kapcsolat létezését a csillag felszínének hőmérséklete és fényessége között. Ezt a függést egy diagram szemlélteti, amelynek egyik tengelye mentén a spektrális típus, a másikon pedig az abszolút nagyság látható. Az abszolút nagyság helyett logaritmikus skálán ábrázolhatjuk a fényerőt, a spektrális típusok helyett pedig közvetlenül a felületi hőmérsékletet. Az ilyen diagramot spektrum-fényesség diagramnak vagy Hertzsprung-Russell diagramnak nevezik. Ebben az esetben a hőmérsékletet jobbról balra ábrázoljuk, hogy megőrizzük a diagram régi formáját, amely még azelőtt keletkezett, hogy a csillag színének a felszíni hőmérsékletétől való függését vizsgálták volna.
Ha nem lenne függőség a fényerő és hőmérsékletük között, akkor az összes csillag egyenletesen oszlana el egy ilyen diagramon. De a diagram több mintát is feltár, amelyeket sorozatoknak nevezünk. Az egyes csillagok helyzetét a diagram egyik vagy másik pontján a fizikai természetük és koruk (az evolúció szakasza) határozza meg. A csillag nem marad a helyén egész élete során, hanem a G-R diagram mentén mozog. Ezért a G-R diagram mintegy rögzíti a szóban forgó csillaghalmaz teljes történetét. Ennek a diagramnak az elemzése lehetővé teszi a különböző csillagcsoportok elkülönítését, amelyeket közös fizikai tulajdonságok egyesítenek. A legcsillagokban gazdag átlót, az összes csillag 90%-át, amely a bal felső sarokból a jobb alsó sarokból fut, fősorozatnak nevezzük. Ez mentén helyezkednek el azok a csillagok, amelyekről fentebb beszéltünk. Mostanra világossá vált, hogy a fő sorozatú csillagok a Naphoz hasonló normál csillagok, amelyekben a hidrogént termonukleáris reakciókban égetik el. A fő sorozat különböző tömegű csillagok sorozata. A tömeg szerint a legnagyobb csillagok a fősorozat felső részén találhatók, és kék óriások. A legkisebb tömegű csillagok törpék. A fő szekvencia alján találhatók. (lásd 1. sz. ábra)
A természetben létező csillagok paraméterei szélesebbek, mint a fősorozat csillagai. Az ilyen csillagokat a G-R diagramon a főátló zónáján kívül figyeljük meg. Sorozatokat is alkotnak, pl. ezekben a csoportokban a fényesség és a hőmérséklet között is vannak bizonyos összefüggések, amelyek csoportonként eltérőek. Ezeket a csoportokat fényességi osztályoknak nevezzük. Csak hét van belőlük. Nevezetesen: I-szuperóriások (egy csillag, amely a szupernóva-kitörés előestéjén van), II-fényes óriások (óriások és szuperóriások között heverő csillagok), III-óriások, IV-alóriások (egykori fősorozatú, a Naphoz hasonló vagy a Napnál valamivel nagyobb tömegű csillag, amelynek magjában a hidrogén-üzemanyag kiszáradt.), V-sorozatú csillagok, VI-altörpék (ezek a csillagok halványabbak, mint az azonos spektrális osztályú fősorozatú csillagok. ), VII- fehér törpék (a Napnál kisebb csillagok).
(lásd 2. sz. ábra; 1. sz. táblázat)
2. A csillagok evolúciója

A csillagok evolúciója a csillagok fizikai jellemzőinek, belső szerkezetének és kémiai összetételének időbeli változása. A csillagfejlődés modern elmélete képes megmagyarázni a csillagfejlődés általános lefolyását a megfigyelési adatokkal kielégítő összhangban.
Egy csillag evolúciója a tömegétől és a kezdeti kémiai összetételétől függ, ami viszont a csillag keletkezésének időpontjától és a kialakulás pillanatában a Galaxisban elfoglalt helyétől függ.
A csillagok fejlődésének korai szakasza nagyon kicsi, és a csillag ekkor már elmerül egy ködben, ezért nagyon nehéz protocsillagot észlelni.
A csillagok az anyag gravitációs kondenzációja eredményeként jönnek létre a csillagközi közegben. A fiatal csillagok azok, amelyek még a kezdeti gravitációs összehúzódás szakaszában vannak. Az ilyen csillagok középpontjában a hőmérséklet nem elegendő a magreakciók végbemeneteléhez, és az izzás csak a gravitációs energia hővé történő átalakulása miatt következik be.
A gravitációs összehúzódás a csillagok evolúciójának első szakasza. Ez a csillag központi zónájának felmelegítéséhez vezet a termonukleáris reakció "bekapcsolásának" hőmérsékletére (kb. 10-15 millió K) - a hidrogén héliummá alakulására (a hidrogénatommagok, azaz a protonok héliummagokat képeznek). Ezt az átalakulást nagymértékű energiafelszabadulás kíséri. Mivel a hidrogén mennyisége korlátozott, előbb-utóbb kiég. Az energiafelszabadulás a csillag közepén leáll, és a csillag magja zsugorodni kezd, a héj pedig megduzzad. Minél nagyobb a csillag tömege, annál több a hidrogén üzemanyaga, de a gravitációs összeomlás erőinek ellensúlyozása érdekében a hidrogént olyan sebességgel kell elégetnie, amely meghaladja a hidrogéntartalékok növekedési sebességét a csillag tömegének növekedésével. Így minél nagyobb tömegű a csillag, annál rövidebb az élettartama, amelyet a hidrogéntartalékok kimerülése határoz meg, és a legnagyobb csillagok szó szerint több tízmillió év alatt kiégnek. A legkisebb csillagok viszont több száz milliárd évig kényelmesen élnek. Előbb-utóbb azonban bármelyik csillag elhasználja a fúziós kemencében az elégetéshez rendelkezésre álló hidrogént.
Előbb-utóbb azonban bármelyik csillag elhasználja a fúziós kemencében az elégetéshez rendelkezésre álló hidrogént. Hogy ezután mi történik, az a csillag tömegétől függ. A Nap (és minden csillag tömege nyolcszorosánál kisebb) nagyon banális módon fejezi be életét. Ahogy a csillag bélrendszerében a hidrogéntartalékok kimerülnek, a gravitációs összehúzódási erők, amelyek a csillag születésétől kezdve türelmesen vártak erre az órára, elkezdenek érvényesülni - és hatásukra a csillag beindul. zsugorodni és lecsapódni. Ennek a folyamatnak kettős hatása van: a közvetlenül a csillag magja körüli rétegekben a hőmérséklet olyan szintre emelkedik, amelynél az ott található hidrogén végül fúziós reakcióba lép, és hélium képződik. Ugyanakkor magában a magban, amely gyakorlatilag egy héliumból áll, a hőmérséklet annyira megemelkedik, hogy maga a hélium - a nukleoszintézis bomló elsődleges reakciójának egyfajta "hamuja" - új termonukleáris fúziós reakcióba lép: szénmag három héliummagból képződik. A termonukleáris fúziónak ez a másodlagos reakciófolyamata, amelyet az elsődleges reakció termékei táplálnak, a csillagok életciklusának egyik kulcsfontosságú momentuma.
A hélium másodlagos égése során a csillagok magjában annyi energia szabadul fel, hogy a csillag szó szerint duzzadni kezd. Különösen a Nap burka ebben az életszakaszban fog kitágulni a Vénusz pályáján túlra. Ebben az esetben a csillag sugárzásának összenergiája megközelítőleg ugyanazon a szinten marad, mint életének fő szakaszában, de mivel ez az energia most nagy felületen áramlik ki, a csillag külső rétege lehűl a vörös részre. a spektrumból. A csillag vörös óriássá változik.
Továbbá, ha a csillag kisebb, mint 1,2 naptömeg, ledobja a külső réteget (bolygóköd kialakulása). Miután a héj elválik a csillagtól, megnyílnak a belső nagyon forró rétegei, és közben a héj egyre távolabb kerül. Több tízezer év elteltével a héj szétesik, és csak egy nagyon forró és sűrű csillag marad, amely fokozatosan lehűl. A mag belsejében a hőmérséklet már nem képes arra a szintre emelkedni, amely a fúzió következő szintjének elindításához szükséges. A csillag fehér törpévé változik. Fokozatosan lehűlve láthatatlanná válnak fekete törpék . A fekete törpék nagyon sűrű és hideg csillagok, valamivel nagyobbak, mint a Föld, de tömegük a Napéhoz hasonlítható. A fehér törpék lehűlési folyamata több száz millió évig tart.
A Napnál nagyobb tömegű (1,2-2,5 naptömegű) csillagok sokkal látványosabb végre várnak. A hélium elégetése után tömegük a kompresszió során elegendő ahhoz, hogy a mag és a héj a következő nukleoszintézises reakciók - szén, majd szilícium, magnézium - és így tovább, a magtömeg növekedésével a következő nukleoszintézis-reakciók beindulásához szükséges hőmérsékletre melegedjenek. Ugyanakkor a csillag magjában minden új reakció elején az előző a héjában folytatódik. Valójában az Univerzumot alkotó összes kémiai elem, a vasig, pontosan nukleoszintézis eredményeként jött létre az ilyen típusú haldokló csillagok belsejében. De a vas a határ; nem szolgálhat üzemanyagként magfúzióhoz vagy bomlási reakciókhoz semmilyen hőmérsékleten és nyomáson, mivel mind bomlásához, mind további nukleonok hozzáadásához külső energia beáramlása szükséges. Ennek eredményeként egy hatalmas csillag fokozatosan felhalmoz magában egy vasmagot, amely nem tud üzemanyagként szolgálni további nukleáris reakciókhoz.
Amint az atommag belsejében a hőmérséklet és a nyomás elér egy bizonyos szintet, az elektronok kölcsönhatásba lépnek a vasmagok protonjaival, ami neutronok képződését eredményezi. És nagyon rövid időn belül – egyes teoretikusok úgy vélik, hogy ez másodpercek kérdése – a csillag előző evolúciója során szabaddá vált elektronok szó szerint feloldódnak a vasmagok protonjaiban, a csillag magjának teljes anyaga átalakul folytonos neutroncsomó, és a gravitációs összeomlás során gyorsan zsugorodni kezd, mivel a vele szemben álló degenerált elektrongáz nyomása nullára csökken. A csillag külső héja, amely alól kiderül, hogy minden támasz kiütődik, a középpont felé omlik. Az összeomlott külső héj ütközési energiája a neutronmaggal olyan nagy, hogy nagy sebességgel visszapattan és minden irányba szétszóródik a magról – a csillag pedig szó szerint felrobban egy szupernóva vakító villanásaként. Egy szupernóva-robbanás során pillanatok alatt több energia szabadulhat fel az űrbe, mint a galaxis összes csillaga együttvéve ugyanannyi idő alatt.
A csillagrobbanások (szupernóvák) okáról több hipotézis is létezik, de általánosan elfogadott elmélet még nincs. Feltételezhető, hogy ennek oka a csillag belső rétegeinek túl gyors hanyatlása a középpont felé. A csillag gyorsan katasztrofálisan kicsire, körülbelül 10 km-re zsugorodik, sűrűsége ebben az állapotban 10 17 kg/m 3, ami közel áll az atommag sűrűségéhez. Ez a csillag neutronokból áll (miközben úgy tűnik, hogy az elektronok protonokká préselődnek), ezért ún. « neutron » . Kezdeti hőmérséklete körülbelül egymilliárd kelvin, de a jövőben gyorsan lehűl.
Ezt a csillagot kis mérete és gyors lehűlése miatt sokáig lehetetlennek tartották megfigyelni. De egy idő után pulzárokat fedeztek fel. Ezekről a pulzárokról kiderült, hogy neutroncsillagok. A rádióimpulzusok rövid távú sugárzása miatt nevezték el így. Azok. a csillag villogni látszik. Ez a felfedezés egészen véletlenül és nem is olyan régen, mégpedig 1967-ben történt. Ezek a periodikus impulzusok abból adódnak, hogy a tekintetünk melletti nagyon gyors forgás során a mágneses tengely kúpja folyamatosan villog, ami szöget zár be a forgástengellyel.
Pulzárt nálunk csak mágneses tengely orientáció mellett lehet kimutatni, és ez az összlétszámuk körülbelül 5%-a. Néhány pulzár nem található rádióködben, mivel a ködök viszonylag gyorsan szétszóródnak. Százezer év elteltével ezek a ködök már nem láthatók, a pulzárok korát pedig több tízmillió évre becsülik.
A nagy, 8-10 tömegtömegű naptömegű csillagok ugyanúgy fejlődnek, mint egy átlagos csillaggal, egészen a szén-oxigén mag kialakulásáig. Ez a mag összehúzódik, és degenerálódik, mielőtt a szén meggyulladna, és széndetonációként ismert villanást kényszerít ki, amely hasonló a hélium villanásához. Bár elvileg egy szénrobbanás hatására egy csillag szupernóvaként felrobbanhat, egyes csillagok túlélhetik ezt a szakaszt anélkül, hogy felrobbannának. A mag hőmérsékletének növekedésével a gáz degeneráltsága eltávolítható, ami után a csillag nagyon nagy tömegű csillagként fejlődik tovább.
A nagyon nagy tömegű, több mint 10 naptömegű csillagok olyan forróak, hogy a magban lévő hélium meggyullad, mielőtt a csillag elérné a vörös óriás ágat. A napozás akkor is előfordul, ha ezek a csillagok kék szuperóriások, és a csillag továbbra is monoton módon fejlődik a vörösödés felé; míg a hélium a konvektív magban ég, a hidrogén a réteges forrásban ég el, biztosítva a csillag fényességének nagy részét. A magban lévő hélium kimerülése után olyan magas a hőmérséklet, hogy a szén meggyullad, mielőtt a gáz elfajulna, és a szén égése fokozatosan, robbanásveszélyes folyamatok nélkül megindul. A gyulladás azelőtt következik be, hogy a csillag elérné az aszimptotikus óriáságat. A magban a szén égésének teljes ideje alatt a magból a neutrínó hűtés következtében energia távozik, a felületi fényesség fő forrása pedig a hidrogén és a hélium réteges forrásokban történő égése. Ezek a csillagok egyre nehezebb és nehezebb elemeket termelnek egészen vasig, majd a mag összeesik, és neutroncsillagot vagy fekete lyukat képez (a mag tömegétől függően), és a külső rétegek szétrepülnek egy II-es típusú szupernóvának tűnő módon. robbanás.
A fentiekből látható, hogy a csillag fejlődésének végső szakasza a tömegétől függ, de figyelembe kell venni ennek a tömegnek és forgásnak az elkerülhetetlen elvesztését is.
(lásd a 3. sz. ábrát)

3. Csillaghalmazok és társulások

Csillaghalmaz - az űrben egymáshoz közel elhelyezkedő csillagok csoportja, amelyeket közös eredet és kölcsönös gravitáció köt össze.
A modern adatok szerint a Galaxis csillagainak legalább 70%-a kettős és többszörös rendszer része, és az egyes csillagok (mint például a mi Napunk) inkább kivételt képeznek a szabály alól. De gyakran a csillagokat is több "kollektívában" - csillaghalmazban - gyűjtik össze.A halmaz összes csillaga azonos távolságra van tőlünk (a halmaz méretéig), és megközelítőleg azonos korú és kémiai összetételű. De ugyanakkor az evolúció különböző szakaszaiban vannak (az egyes csillagok kezdeti tömege határozza meg), ami kényelmes tárgyává teszi őket a csillagok eredetére és fejlődésére vonatkozó elméletek tesztelésére. Kétféle csillaghalmaz létezik: gömb alakú és nyitott. Kezdetben ezt a felosztást megjelenési formájukban elfogadták, de a további tanulmányozással világossá vált, hogy a gömbölyű és a nyitott klaszterek szó szerint mindenben különböznek egymástól - korban, csillagösszetételben, mozgásmintákban stb.

gömb alakú csillaghalmazokösszetételükben több tízezertől millióig terjednek a csillagok. Az ilyen típusú klasztereket szabályos gömb alakú vagy kissé lapított alak jellemzi (ami nyilvánvalóan a klaszter tengelyirányú elfordulásának jele). De ismertek csillagokban szegény halmazok is, amelyek megjelenésükben nem különböztethetők meg a szórt halmazoktól (például NGC 5053), és a „spektrum-fényesség” diagram jellegzetességei alapján gömb alakúnak minősülnek. A két legfényesebb gömbhalmaz az Omega Centauri és a 47 Tucanae elnevezést kapta közönséges csillagként, mert jelentős látható fényességük miatt szabad szemmel is jól láthatóak, de csak a déli országokban. Az északi félteke középső szélességein pedig csak kettő érhető el szabad szemmel, bár nehezen, a Nyilas és a Herkules csillagképben. (lásd a 4. sz. ábrát)
Jelenleg körülbelül 150 gömbhalmazt ismerünk a Galaxisban, de nyilvánvaló, hogy ez csak egy kis része a ténylegesen létezőknek (összes számukat körülbelül 400-600-ra becsülik). Eloszlásuk az égi szférában egyenetlen – erősen a galaktikus központ felé koncentrálódnak, körülötte kiterjedt glóriát alkotva. Körülbelül a felük a Galaxis látható középpontjától (a Nyilasban) legfeljebb 30 fokkal található, i.e. olyan területen, amelynek területe az égi szféra teljes területének mindössze 6%-a. Ez az eloszlás a Galaxis középpontja körüli gömbhalmazok keringésének sajátosságaiból adódik, amely a gömb alakú alrendszer objektumaira jellemző - erősen megnyúlt pályák mentén. Egy periódusonként (10 8 - 10 9 év) egy gömbhalmaz áthalad a Galaxis és korongjának sűrű középső vidékein, ami hozzájárul a csillagközi gáz "elsöpréséhez" a halmazból (a megfigyelések megerősítik, hogy nagyon kevés gáz ezekben a klaszterekben). Egyes gömbhalmazok olyan messze vannak a Galaxis középpontjától, hogy intergalaktikusnak minősíthetők.
A gömbhalmazok spektrum-fényesség diagramja jellegzetes alakja annak köszönhető, hogy a fő sorozat ágában nincsenek tömeges csillagok. Ez a gömbhalmazok jelentős korára utal (10-12 milliárd év, azaz magával a Galaxis kialakulásával egyidőben keletkeztek) - ilyen idő alatt a hidrogénkészletek kimerülnek a napközeli tömegű csillagokban, ill. elhagyják a fő sorozatot (és minél nagyobb a csillag kezdeti tömege, annál gyorsabban), óriások és óriások ágát alkotva. Ezért a gömbhalmazokban a legfényesebb csillagok a vörös óriások. Ezenkívül változó csillagok figyelhetők meg bennük (különösen gyakran RR Lyra típusúak), valamint a hatalmas csillagok evolúciójának végtermékei, amelyek különféle típusú röntgenforrások formájában nyilvánulnak meg. De általában a kettős csillagok ritkák a gömbhalmazokban. Meg kell jegyezni, hogy más galaxisokban (például a Magellán-felhőkben) jellegzetes megjelenésű, de kis csillagösszetételű gömbhalmazokat találtak, ezért az ilyen objektumokat fiatal gömbhalmazoknak tekintik. A gömbhalmazok másik jellemzője a nehéz (héliumnál nehezebb) elemek csökkentett tartalma csillagaik légkörében. A Napban lévő tartalmukhoz képest a gömbhalmazok csillagai ezekben az elemekben 5-10-szeresek, egyes halmazokban pedig akár 200-szor is kimerültek. Ez a tulajdonság a Galaxis gömb alakú komponensének objektumaira jellemző, és a halmazok nagy korához is kapcsolódik - csillagaik az elsődleges gázból, míg a Nap sokkal később keletkezett, és korábban kialakult nehéz elemeket tartalmaz. csillagok.

nyitott csillaghalmazok viszonylag kevés csillagot tartalmaznak - több tíztől több ezerig, és általában itt szó sincs helyes formáról. A leghíresebb nyílt halmaz a Plejádok, amelyek a Bika csillagképben láthatók. Ugyanebben a csillagképben található egy másik halmaz - a Hiádok - halvány csillagok csoportja a fényes Aldebaran körül.
Körülbelül 1200 nyitott csillaghalmaz ismeretes, de vélhetően sokkal több van belőlük a Galaxisban (kb. 20 ezer). Az égi szférán is egyenetlenül oszlanak el, de a gömbhalmazokkal ellentétben erősen a Galaxis síkja felé koncentrálódnak, ezért szinte minden ilyen típusú halmaz látható a Tejút közelében, és többnyire legfeljebb 2 alkalommal távolítják el őket. kpc a Naptól (lásd 5. sz. ábra). Ez a tény megmagyarázza, hogy miért figyelhető meg a klaszterek teljes számának ilyen kis hányada – sokuk túl távol van, és elveszett a Tejútrendszer nagy csillagsűrűsége miatt, vagy elrejti őket fényelnyelő gáz és por. felhők, szintén a galaktikus síkban koncentrálódnak. A galaktikus korong többi objektumához hasonlóan a nyílt halmazok is csaknem körpályán keringenek a galaktikus központ körül. A nyitott halmazok átmérője 1,5-15-20 pc, a csillagok koncentrációja pedig 1-80 per 1 db 3 . A klaszterek általában egy viszonylag sűrű magból és egy vékonyabb koronából állnak. A nyílt klaszterek közül bináris és többszörös klaszterek ismertek; térbeli közelségükkel és hasonló saját mozgásukkal és sugárirányú sebességükkel jellemezhető csoportok.
A fő különbség a nyitott klaszterek és a gömbhalmazok között az előbbiekre vonatkozó "spektrum-fényesség" diagramok sokfélesége, amelyet életkoruk különbségei okoznak. A legfiatalabb klaszterek körülbelül 1 millió évesek, a legidősebbek - 5-10 milliárd évesek, ezért a nyílt halmazok csillagösszetétele is változatos - kék és vörös szuperóriásokat, óriásokat, különféle típusú változókat - fáklyát, cefeidát stb. . A nyílt halmazokban lévő csillagok kémiai összetétele meglehetősen homogén, és a nehéz elemek átlagos bősége megközelíti a napenergiát, ami a galaktikus korong objektumaira jellemző.
A nyílt halmazok másik jellemzője, hogy gyakran együtt láthatók egy gáz- és porködtel, egy felhő maradványával, amelyből egykor ennek a halmaznak a csillagai keletkeztek. A csillagok felmelegíthetik vagy megvilágíthatják "a ködüket", láthatóvá téve azt. A mindenki által ismert Plejádok (lásd a fotót) szintén egy kék, hideg ködben merülnek el. Egy galaxisban nyílt halmazok csak ott találhatók, ahol sok a gázfelhő. Az olyan spirálgalaxisokban, mint amilyen a miénk, a galaxis lapos komponensében bőségesen előfordulnak ilyen helyek, és a fiatal halmazok jó indikátorai a spirális szerkezetnek, mivel a kialakulás pillanatától eltelt időben nincs idejük mozogni. távol a spirálkaroktól, amelyekben ez a formáció előfordul.
stb.................

2. dia

Ismételjük meg a témát

Mi szolgál alapul a csillagok éves parallaxisának meghatározásához? Milyen mértékegységeket használnak a csillagok távolságának mérésére? Mi a kapcsolat ezen egységek között? Mennyi ideig tartana egy 17 km/s-os sebességet elérni képes űrhajó a Proxima Centauriba repülni?

3. dia

A csillagok színe és hőmérséklete

A csillag színe a hőmérsékletét jelzi. Nap (6000 K) - sárga csillag Betelgeuse (4000 K) - vörös csillag Sirius (10000 - 20000) - fehér csillag

4. dia

A csillagok spektruma és kémiai összetétele

A csillagok látható felülete a fotoszféra. A fotoszféra hőmérséklete a csillag olyan jellemzőjéhez kapcsolódik, mint a spektrális osztály. Összesen hét fő osztály van: O, B, A, F, G, K, M

5. dia

6. dia

A kék csillagok hőmérséklete a legmagasabb, és a fényességük is a legmagasabb. Ezért diagramunkban a bal felső sarokban kell őket elhelyezni. A vörös törpék a jobb alsó sarokban helyezkednek el, alacsony hőmérséklettel és alacsony fényerővel rendelkeznek. A nap közelebb lesz a diagram közepéhez. Látható, hogy az összes csillag, amelyről beszélünk, ugyanazon a vonalon található. Ezt a sort fősorozatnak nevezik.

7. dia

8. dia

Csillag fényessége (L)

A fényesség a fényenergia kisugárzásának ereje a Napból érkező fény sugárzásának erejével összehasonlítva

9. dia

(M © - M) L = 2,512 M © = 5 M = - 9 (óriások) m = + 17 (törpék)

10. dia

Csillag sugarai

A szuperóriások több százszor haladják meg a Nap méretét (Antares); Óriások - tízszer akkora, mint a Nap; A törpék közel vannak a Nap méretéhez

A csillagok fényességét az abszolút M magnitúdójukból számítjuk ki, ami az összefüggések alapján összefügg a látszólagos m magnitúdóval.

M = m + 5 + 51 gπ (116)

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

ahol π a csillag éves parallaxisa ívmásodpercben kifejezve (") és r a csillag távolsága parszekben (ps). A (116) és (117) képletekkel kapott Μ abszolút magnitúdó ugyanahhoz tartozik formát mint látszólagos m nagyságot, azaz lehet vizuális Μ v, fényképészeti M pg, fotoelektromos (M v , M v vagy M v) stb.

M b = M v + b (118)

és a látszólagos bolometrikus nagyságból is kiszámítható

m b = m v + b, (119)

ahol b a csillag spektrális típusától és fényességi osztályától függő bolometrikus korrekció.

L csillagok fényességét a Nap fényességében fejezzük ki, egységnek vesszük (L = 1), majd

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

ahol M a Nap abszolút magnitúdója: vizuális M v = +4 m ,79; fényképészeti M pg - = +5m,36; fotovoltaikus sárga Μ ν \u003d +4 m 77; fotoelektromos kék M B = 5 m ,40; bolometrikus M b = +4 m ,73. Ezeket a csillagnagyságokat fel kell használni a szakasz problémáinak megoldásához.

A csillag (120) képlettel számított fényessége megfelel a csillag és a Nap abszolút csillagmagasságainak alakjának.

Stefan-Boltzmann törvény

csak azon csillagok effektív hőmérsékletének meghatározására használható, amelyek szögátmérője ismert. Ha Ε a csillagból vagy a Napból a normál mentén a Föld légkörének 1 cm 2 -es területére 1 másodperc alatt lehulló energia mennyisége, akkor a Δ szögátmérővel ívmásodpercben kifejezve (") a hőmérséklet

(121)

ahol σ= 1,354 10 -12 cal / (cm 2 s fok 4) = 5,70 10 -5 erg / (cm2 s fok 4), és az E energia mennyiségének mértékegységeitől függően van kiválasztva, amely a képletből származik 111) a csillag és a Nap bolometrikus magnitúdóinak különbségével a Ε ~ 2 cal/(cm2 min) napállandóhoz képest.

A Nap és a csillagok színhőmérséklete, amelyek spektrumában az energiaeloszlás ismert, a Wien-törvény segítségével meghatározható

Τ = K/λm , (122)

ahol λ m a maximális energiának megfelelő hullámhossz, K pedig λ egységeitől függő állandó. λ cm-ben mérésekor K=0,2898 cm·deg, λ angströmben (Å) mérésekor K=2898· 10 4 Å·deg.

A csillagok színhőmérsékletét megfelelő pontossággal a C és (B-V) színindexükből számítják ki.

(123)

(124)

A Μ csillagok tömegét általában naptömegben (Μ = 1) fejezik ki, és csak a fizikai kettõs csillagok (ismert π parallaxisú) esetében határozzák meg megbízhatóan Kepler harmadik általánosított törvénye szerint: a kettõs komponensek tömegeinek összege. csillag

Μ 1 + M 2 = a 3 / P 2 , (125)

ahol Ρ a műholdcsillag főcsillag körüli forgási periódusa (vagy mindkét csillag közös tömegközéppontja körül), években kifejezve, a pedig a műholdcsillag pályájának fél-főtengelye csillagászati ​​egységekben. AU).

Az a értéke a-ban. Az e. az a" fél-nagy tengely szögértékéből és a π parallaxisból ívmásodpercben végzett megfigyelésekből számítható ki:

a \u003d a "/π (126)

Ha ismert a kettőscsillag a 1 és a 2 komponenseinek távolságának aránya közös tömegközéppontjuktól, akkor az egyenlőség

M 1 / M 2 \u003d a 2 / a 1 (127)

lehetővé teszi az egyes komponensek tömegének külön-külön történő kiszámítását.

A csillagok R lineáris sugarait mindig a napsugárban (R = 1), az ismert szögátmérőjű csillagok esetében pedig Δ (ívmásodpercben) fejezzük ki.

(128)

lgΔ \u003d 5,444 - 0,2 m b -2 lg T (129)

A csillagok lineáris sugarait is a képletekkel számítjuk ki

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

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

és lgR = 0,72 (B-V) - 0,20 Mv + 0,51, (132)

amelyben T a csillag hőmérséklete (szigorúan véve az effektív hőmérséklet, de ha nem ismert, akkor a színhőmérséklet).

Mivel a csillagok térfogatát mindig a Nap térfogatában fejezzük ki, arányosak az R3-mal, így a csillaganyag átlagos sűrűségével (a csillag átlagos sűrűségével)

(133)

ahol ρ a napanyag átlagos sűrűsége.

ρ = 1 esetén a csillag átlagos sűrűségét a napanyag sűrűségei alapján kapjuk meg; ha a ρ-t g / cm3-ben kell kiszámítani, akkor ρ \u003d 1,41 g / cm 3 -et kell venni.

Csillag vagy nap sugárzási ereje

(134)

és minden második sugárzás általi tömegveszteséget az Einstein-képlet határozza meg

(135)

ahol c \u003d 3 10 10 cm/s a fénysebesség, ΔM - gramm per másodpercben van kifejezve és ε 0 - erg per másodpercben.

1. példa Határozzuk meg a Vega (a Lyra) csillag effektív hőmérsékletét és sugarát, ha szögátmérője 0,0035, az éves parallaxisa 0,123 és a bolometrikus fényessége 0 m,54. A Nap bolometrikus magnitúdója -26 m,84, a napállandó pedig közel 2 cal/(cm 2 ·min).

Adat: Vega, Δ=3",5 10 -3, π = 0",123, m b = -0 m,54;

V, m b \u003d - 26m,84, E \u003d 2 cal / (cm 2 min) \u003d 1/30 cal / (cm 2 s); állandó σ \u003d 1,354 x 10 -12 cal / (cm 2 s 4 fok).

Megoldás. Egy csillag beeső sugárzását általában a Föld felszínének egységnyi területére, hasonlóan a napállandóhoz, a (111) képlettel számítjuk ki:

lg E / E \u003d 0,4 (m b - m b) \u003d 0,4 (-26 m, 84 + 0 m, 54) \u003d -10,520 \u003d -11 + 0,480,

ahonnan E / E \u003d 3,02 10 -11,

vagy Ε \u003d 3,02 10 -11 1/30 \u003d 1,007 10 -12 cal / (cm2 s).

A (121) szerint a csillag effektív hőmérséklete

A (128) képlet szerint a Vega-sugár

2. példa Határozza meg a Sirius csillag (a Canis Major) és kísérője fizikai jellemzőit a következő megfigyelési adatok alapján: a Szíriusz látszólagos sárga magnitúdója -1 m ,46, fő színindexe 0 m 0,00, a műholdra pedig csillag, rendre +8 m ,50 és +0 m ,15; a csillag parallaxisa 0,375; a műhold 50 éves periódussal kering a Szíriusz körül olyan pályán, amelynek a félnagytengely szögértéke 7,60, és a két csillag távolságának a közös tömegközépponthoz viszonyított aránya 2,3:1. Vegyük a Nap abszolút csillagmagasságát sárga sugarakban +4 m, 77.

Adat: Sirius, V 1 \u003d - 1 m, 46, (B-V) 1 \u003d 0 m, 00;

műhold, V 2 \u003d +8 m, 50, (B-V) 2 = +0 m, 15, P = 50 év, a "= 7", 60; a 2/a 1 = 2,3:1; n=0",375.

Nap, M v = +4 m ,77.

Megoldás. A (116) és (120) képlet szerint a Szíriusz abszolút nagysága

M v1 \u003d V 1 + 5 + 5 lgp \u003d -1 m,46 + 5 + 5 lg 0,375 \u003d +1 m,41, és fényerejének logaritmusa

ahonnan a fényerő L 1 = 22.

A (124) képlet szerint a Szíriusz hőmérséklete

a (132) képlet szerint

majd a Sirius sugara R 1 \u003d 1,7, és térfogata R 1 3 \u003d 1,7 3 \u003d 4,91 (a Nap térfogata).

Ugyanezek a képletek vannak megadva a Szíriusz műholdra is: M v2 = +11 m,37; L 2 = 2,3 10-3; T2=9100°; R2 = 0,022; R 2 3 \u003d 10,6 10 -6.

A (126) képlet szerint a műhold pályájának fél-főtengelye

(125) szerint mindkét csillag tömegének összege

és a (127) szerint a tömegarányt

ahonnan a (125) és (127) egyenlet együttes megoldása során megtaláljuk a Szíriusz tömegét Μ 1 = 2,3 és a műholdjának tömegét M 2 = 1,0

A csillagok átlagos sűrűségét a (133) képlet alapján számítjuk ki: a Szíriuszra

és a társa

A talált jellemzők - sugár, fényesség és sűrűség - alapján egyértelmű, hogy a Szíriusz a fő csillagsorozathoz tartozik, társa pedig egy fehér törpe.

284. feladat. Számítsa ki azoknak a csillagoknak a vizuális fényességét, amelyek fényereje és éves parallaxisa zárójelben van feltüntetve: α Eagle (0m,89 és 0,198), α Ursa Minor (2m, 14 és 0,005) és ε Indian (4m,73) és 0 ",285).

285. feladat. Határozza meg azon csillagok fényképes fényességét, amelyeknél a vizuális fényerő, a szokásos színindex és a Naptól való távolság zárójelben van megadva: β Gemini (lm.21, +1m.25 és 10.75 ps); η Oroszlán (3 m,58, +0 m,00 és 500 ps); Kaptein csillaga (8 m,85, + 1,30 és 3,98 ps). A Nap magnitúdóját a 275. feladat jelzi.

286. feladat. Hányszor haladja meg az előző feladatban szereplő csillagok vizuális fényereje a fényképes fényességüket?

287. feladat. A Capella (és a Charioteer) vizuális ragyogása 0m,21, műholdja 10m,0. Ezeknek a csillagoknak a színindexe +0m,82 és +1m,63. Határozza meg, hogy a Capella vizuális és fényképes fényereje hányszor nagyobb, mint a műhold megfelelő fényereje.

288. feladat. A β Canis Majoris csillag abszolút vizuális magnitúdója -2m.28. Keresse meg két csillag vizuális és fényképes fényességét, amelyek közül az egyik (+0m,29 színindexű) 120-szor abszolút fényesebb, a másik (+0m,90 színindexű) pedig 120-szor abszolút halványabb, mint a β Canis Majoris csillag.

289. feladat. Ha a Nap, Rigel (β Orion), Toliman (egy Centauri) és műholdja, a Proxima (legközelebbi) azonos távolságra lenne a Földtől, akkor mennyi fényt kapna ezektől a csillagoktól a Naphoz képest? A Rigel vizuális fényereje 0 m,34, parallaxisa 0,003, Toliman esetében ugyanezek az értékek 0 m, 12 és 0,751, a Proxima esetében pedig 10 m,68 és 0,762. A Nap magnitúdóját a 275. feladat jelzi.

290. feladat. Határozza meg a Naptól való távolságot és a három csillag parallaxisát az Ursa Majorban a sárga sugarak fényességétől és az abszolút magnitúdótól a kék sugaraktól:

1) a, V = 1 m,79, (B-V) = + lm,07 és Mv = +0 m,32;

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

3) η, V = 1 m,86, (V-V) = -0 m,19 és Mv = -5 m,32.

291. feladat. Milyen távolságra van a Naptól a Spica (és a Szűz) csillag, és mekkora a parallaxisa, ha a fényessége sárga sugarakban 720, a fő színindex -0m,23, a kék sugarak fényessége pedig 0m,74?

292. feladat. A Capella (a Aurigae) csillag abszolút kék (V-sugarakban) magnitúdója +0 m,20, a Procyon (egy Minor Canis) csillagé pedig + 3 m,09. Hányszor világosabbak vagy halványabbak ezek a kék sugarú csillagok, mint a Regula (Oroszlán) csillag, amelynek abszolút sárga magnitúdója (V sugarakban) -0 m,69, fő színindexe pedig -0 m,11?

293. feladat. Hogyan néz ki a Nap a Toliman (egy Centauri) csillagtól, amelynek parallaxisa 0,751?

294. feladat. Milyen a Nap vizuális és fényképészeti ragyogása a Regula (Oroszlán), Antares (Skorpió) és Betelgeuse (Orion) csillagok távolságából, amelyek parallaxisa rendre 0 "039", 0" 019 és 0 "005?

295. feladat. Mennyiben térnek el a bolometrikus korrekciók a fő színjelzőktől, ha egy csillag bolometrikus fényessége 20-szor, 10-szer és 2-szer nagyobb, mint a sárga fényessége, amely viszont 5-ször, 2-szer és 0,8-szor nagyobb, mint a kéké a csillag fényessége, ill.

296. feladat. A Spica (a Szűz) spektrumában a maximális energia egy 1450 Å hosszúságú elektromágneses hullámra esik, a Capella (a Aurigae) spektrumában - 4830 Å és a Pollux (β Gemini) spektrumában - 6580. Å. Határozza meg ezeknek a csillagoknak a színhőmérsékletét.

297. feladat. A napállandó periodikusan ingadozik 1,93-2,00 cal / (cm 2 perc) Mennyire változik ebben az esetben a Nap effektív hőmérséklete, amelynek látszólagos átmérője megközelíti a 32"-t? Stefan-állandó σ = 1,354 10 -12 cal / ( cm 2 s fok 4).

298. feladat. Az előző feladat eredménye alapján keresse meg a napspektrumban a maximális energiának megfelelő hullámhossz közelítő értékét!

299. feladat. Határozza meg a csillagok effektív hőmérsékletét a mért szögátmérőjükből és a belőlük a Földet érő sugárzásból, zárójelben feltüntetve:

α Oroszlán (0", 0014 és 3,23 10 -11 cal / (cm 2 perc));

α Eagle (0", 0030 és 2,13 10 -11 cal / (cm 2 perc));

α Orion (0", 046 és 7,70 10 -11 cal / (cm 2 perc)).

300. feladat. Az α Eridani csillag látszólagos bolometrikus magnitúdója -1 m,00, szögátmérője 0,0019, az α Crane csillagé hasonló paraméterekkel rendelkezik: +1m,00 és 0,0010, az α Tauri csillagé pedig +0 m,06 és 0,0180. Számítsa ki a hőmérsékletet ezek közül a csillagok közül, feltételezve, hogy a Nap látszólagos bolometrikus magnitúdója -26 m,84, a napállandó pedig közel 2 cal/(cm2 min).

301. feladat. Határozza meg azoknak a csillagoknak a hőmérsékletét, amelyek vizuális és fényképészeti fényessége zárójelben van: γ Orion (1m,70 és 1m,41); ε Hercules (3m,92 és 3m,92); α Perseus (1m,90 és 2m,46); β Andromedae (2m,37 és 3m,94).

302. feladat. Számítsa ki a csillagok hőmérsékletét a zárójelben megadott fotoelektromos sárga és kék magnitúdókból: ε Canis Major (1m,50 és 1m,29); β Orion (0m,13 és 0m,10); α Carina (-0 m,75 és - 0 m,60); α Vízöntő (2m,87 és 3m,71); α Bootes (-0 m,05 és 1 m,18); α Kita (2m,53 és 4m,17).

303. feladat. A két előző feladat eredménye alapján keresse meg ugyanazon csillagok spektrumában a maximális energiának megfelelő hullámhosszt!

304. feladat. A Begi (egy Lyra) parallaxisa 0,123, szögátmérője 0,0035, az Altair (egy Orel) hasonló paraméterei 0,198 és 0,0030, a Rigel (β Orion) pedig 0", 003 és 0", 0027 és Aldebaran (és Taurus) - 0", 048 és 0", 0200. Keresse meg ezeknek a csillagoknak a sugarát és térfogatát.

305. feladat. A Deneb (egy Cygnus) fényessége a kék sugarakban 1m,34, fő színindexe +0m,09, parallaxisa 0,004, az ε Gemini csillagnál ugyanezek a paraméterek: 4m,38, +1m,40 ill. 0,009, és a γ Eridani csillag 4m,54, + 1m,60 és 0,003. Határozza meg ezeknek a csillagoknak a sugarát és térfogatát.

306. feladat. Hasonlítsa össze a δ Ophiuchus és a Barnard-csillag átmérőjét, amelyek hőmérséklete megegyezik, ha az első csillag látszólagos bolometrikus magnitúdója 1 m,03 és parallaxisa 0,029, a másodiké pedig azonos paraméterekkel rendelkezik: 8m,1 és 0,545.

307. feladat. Számítsa ki azoknak a csillagoknak a lineáris sugarait, amelyek hőmérséklete és abszolút bolometrikus magnitúdója ismert: α Ceti esetén 3200° és -6m,75, β Leo esetén 9100° és +1m,18, valamint ε indiai 4000° és +6m,42.

308. feladat. Mekkora a csillagok szög- és lineáris átmérője, a látszólagos bolometrikus nagyságrend, amelyek hőmérséklete és parallaxisa zárójelben van feltüntetve: η Ursa Major (-0m, 41, 15500 ° és 0 "004), ° és 0",008 ) és β Dragon (+ 2m, 36, 5200° és 0,009)?

309. feladat. Ha két megközelítőleg azonos hőmérsékletű csillag sugara 20-as, 100-as és 500-as tényezővel különbözik, akkor hányszoros a boometrikus fényességük?

310. feladat. Hányszor haladja meg az α Vízöntő csillag sugara (G2Ib spektrális alosztály) a Nap sugarát (G2V spektrális alosztály), ha látszólagos vizuális magnitúdója 3m,19, a bolometrikus korrekció -0m,42 és a parallaxis 0,003 , mindkét csillag hőmérséklete megközelítőleg azonos, a Nap abszolút boometrikus magnitúdója pedig +4m.73?

311. feladat. Számítsa ki a bolometrikus korrekciót a G2V spektrális alosztályba tartozó csillagokra, amelyekhez a Nap tartozik, ha a Nap szögátmérője 32", látszólagos vizuális magnitúdója -26 m,78 és effektív hőmérséklete 5800°.

312. feladat. Határozza meg a bolometrikus korrekció hozzávetőleges értékét a B0Ia spektrális alosztályba tartozó csillagokra, amelyekhez az ε Orioni csillag tartozik, ha szögátmérője 0,0007, látszólagos vizuális magnitúdója 1m,75, és spektrumában a maximális energia egy 1094 Å hullámhossz.

313. feladat. Számítsa ki a 285. feladatban jelzett csillagok sugarát és átlagos sűrűségét, ha a β Gemini csillag tömege körülbelül 3,7, az η Leo tömege közel 4,0, a Kapteyn-csillag tömege pedig 0,5.

314. feladat. A Sarkcsillag vizuális fényereje 2m,14, szokásos színindexe +0m,57, parallaxisa 0,005, tömege 10. Ugyanezek a paraméterek a Fomalhaut (és a déli halak) csillagánál 1m .29, +0m,11, 0", 144 és 2,5, míg van Maanen csillagának 12m,3, + 0m,50, 0", 236 és 1,1. Határozza meg az egyes csillagok fényességét, sugarát és átlagos sűrűségét, és jelölje meg helyzet a Hertzsprung-Russell diagramon.

315. feladat. Határozzuk meg az ε Hidra kettőscsillag összetevőinek tömegének összegét, amelynek parallaxisa 0,010, a műhold keringési ideje 15 év, és pályája fél-nagy tengelyének szögméretei 0,21.

316. feladat. Határozzuk meg az α Ursa Major kettőscsillag összetevőinek tömegének összegét, amelynek parallaxisa 0,031, a műhold periódusa 44,7 év, pályája fél-nagy tengelyének szögméretei pedig 0,63.

317. feladat. Számítsa ki a kettőscsillagok összetevőinek tömegét a következő adatokból:

318. feladat. Az előző feladat fő csillagaihoz számítsa ki a sugarat, a térfogatot és az átlagos sűrűséget. E csillagok látszólagos sárga magnitúdója és fő színindexe: α Aurigae 0m.08 és +0m.80, α Gemini 2m.00 és +0m.04 és ξ Ursa Major 3m.79 és +0m.59.

319. feladat. Határozza meg a 299. feladatban jelzett Nap és csillagok sugárzási teljesítményét és tömegveszteségét másodpercenként, napon és évben. Ezeknek a csillagoknak a parallaxisa a következő: α Leo 0,039, α Eagle 0,198 és α Orion 0,005.

320. feladat. Az előző feladat eredményei alapján számítsa ki a Nap és ugyanazon csillagok megfigyelt sugárzási intenzitásának időtartamát, feltételezve, hogy ez a mai tömegének felének elvesztéséig lehetséges, ami (naptömegekben) 5,0 α Oroszlán esetén , 2,0 az α Eagle és 15 az α Orion Vegyük a Nap tömegét 2 10 33 g-nak.

321. feladat. Határozza meg a Procyon kettőscsillag (egy Minor Canis) összetevőinek fizikai jellemzőit, és jelölje meg helyzetüket a Hertzsprung-Russell diagramon, ha megfigyelésekből ismert: a Procyon vizuális fényereje 0m,48, szokásos színindexe +0m 0,40, a látszólagos bolometrikus magnitúdó 0 m,43, a szögátmérő 0,0057 és a parallaxis 0,288; a Procyon műhold vizuális fényereje 10m,81, szokásos színindexe +0m,26, a főcsillag körüli keringési periódus 40,6 év a pályán 4,55-ös látható fél-nagy tengely mellett, a távolságok aránya mindkét csillag közös tömegközéppontjától 19:7.

322. feladat. Oldja meg az előző feladatot az α Centauri kettős csillagra. Az elsődleges csillag fotoelektromos sárga magnitúdója 0 m,33, elsődleges színindexe +0 m,63, látszólagos bolometrikus magnitúdója 0 m,28; a műhold esetében az analóg mennyiségek 1m,70, + 1m,00 és 1m,12, a forgási periódus 80,1 év 17,6 látszólagos átlagos távolság mellett, a csillag parallaxisa 0,751 és a távolságok aránya az összetevők közös tömegközéppontjukból 10 :9.

A válaszok - A Nap és a csillagok fizikai természete

Több és változó csillag

Egy többcsillag Ε fényessége egyenlő az összes összetevője Ε i fényességének összegével

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

és ezért látszólagos m és Μ abszolút nagysága mindig kisebb, mint bármely komponens megfelelő m i és M i nagysága. A Pogson-képlet beírása (111)

lg (E / E 0) \u003d 0,4 (m 0 -m)

E 0 = 1 és m 0 = 0, kapjuk:

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

Miután a (137) képlettel meghatároztuk az egyes komponensek E i fényességét, a (136) képlet segítségével meghatározzuk a többcsillag teljes fényességét Ε, majd a (137) képlet segítségével m = -2,5 lg E kiszámítjuk.

Ha a komponensek fényességi arányait megadjuk

E 1 /E 2 \u003d k,

E 3 /E 1 \u003d n

stb., akkor az összes komponens fényerejét az egyikük fényerején keresztül fejezzük ki, például E 2 = E 1 /k, E 3 = n E 1 stb., majd E-t a (136) képlet segítségével találjuk meg. .

Egy fogyatkozó változócsillag komponenseinek átlagos keringési sebessége ν a (λ hullámhosszú) vonalak periódusos maximális eltolódásából Δλ a spektrumában elfoglalt átlagos helyzetükből adódik, hiszen ebben az esetben vehetjük

v = v r = c (Δλ/λ) (138)

ahol v r a radiális sebesség és c = 3·10 5 km/s a fénysebesség.

A v komponensek talált értékeiből és a Ρ változékonysági periódusból a csillagok kiszámítják abszolút pályájuk a 1 és a 2 fő féltengelyeit:

a 1 \u003d (v 1 / 2p) P és a 2 \u003d (v 2 / 2p) P (139)

akkor - a relatív pálya fél-főtengelye

a \u003d a 1 + a 2 (140)

és végül a (125) és (127) képlet szerint az összetevők tömegét.

A (138) képlet lehetővé teszi a nóvák és szupernóvák által kilökött gáznemű héjak tágulási sebességének kiszámítását is.

1. példa Számítsa ki egy hármascsillag összetevőinek látszólagos vizuális magnitúdóját, ha vizuális fényessége 3m,70, a második komponens 2,8-szor fényesebb a harmadiknál, és az első 3m,32-vel fényesebb, mint a harmadik.

Adat: m = 3 m,70; E 2 /E 3 \u003d 2,8; m 1 \u003d m 3 -3 m,32.

Megoldás. A (137) képlet alapján azt találjuk

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

A (136) képlet használatához meg kell találni az E 1 /E 3 arányt; írta (111),

lg (E 1 / E 3) \u003d 0,4 (m 3 -m 1) \u003d 0,4 3 m, 32 \u003d 1,328

ahol E 1 \u003d 21,3 E 3

A (136) szerint

E \u003d E 1 + E 2 + E s \u003d 21,3 E 3 + 2,8 E 3 + E 3 \u003d 25,1 E 3

E 3 = E / 25,1 \u003d 0,03311 / 25,1 = 0,001319 \u003d 0,00132

E 2 = 2,8 E 3 = 2,8 0,001319 \u003d 0,003693 = 0,00369

és E 1 = 21,3 E 3 = 21,3 0,001319 \u003d 0,028094 = 0,02809.

A (137) képlet szerint

m 1 \u003d - 2,5 lg E 1 \u003d - 2,5 lg 0,02809 \u003d - 2,5 2,449 \u003d 3 m, 88,

m 2 \u003d - 2,5 lg E 2 \u003d - 2,5 lg 0,00369 \u003d - 2,5 3,567 \u003d 6 m,08,

m 3 \u003d -2,5 lg E 3 \u003d - 2,5 lg 0,00132 \u003d - 2,5 3,121 \u003d 7 m,20.

2. példa Egy fogyatkozó változócsillag spektrumában, amelynek fényessége 3,953 nap alatt változik, a vonalak időszakosan ellentétes irányba tolódnak el átlagos helyzetükhöz képest a normál hullámhossz 1,9·10 -4 és 2,9 × 10 -4 értékéig. Számítsa ki ennek a csillagnak az összetevőinek tömegét!

Adat: (Δλ/λ) 1 = 1,9 10-4; (Δλ/λ) 2 = 2,9 10-4; Ρ = 3 d.953.

Megoldás. A (138) képlet szerint az első komponens átlagos keringési sebessége

v 1 \u003d v r1 \u003d c (Δλ / λ) 1 \u003d 3 10 5 1,9 10 -4; v 1 \u003d 57 km/s,

A második komponens keringési sebessége

v 2 \u003d v r2 \u003d c (Δλ / λ) 2 \u003d 3 10 5 2,9 10 -4;

v 2 \u003d 87 km/s.

A komponensek pályáinak fél-főtengelyei értékeinek kiszámításához a P forgási periódust, amely megegyezik a változékonyság periódusával, másodpercben kell kifejezni. Mivel 1 d = 86400 s, akkor Ρ = 3,953 86400 s. Ekkor a (139) szerint az első komponens rendelkezik a pálya fő féltengelyével

a 1 \u003d 3,10 10 6 km,

és a második a 2 \u003d (v 2 / 2p) P \u003d (v 2 / v 1) a 1, \u003d (87/57) 3,10 10 6;

a 2 \u003d 4,73 10 6 km,

és (140) szerint a relatív pálya fél-főtengelye

a \u003d a 1 + a 2 = 7,83 10 6; a \u003d 7,83 10 6 km.

A komponensek tömegeinek összegének kiszámításához a (125) képlet segítségével az a-t a-ban kell kifejezni. e. (1 a. e. \u003d 149,6 10 6 km) és P - években (1 év \u003d 365 d.3).

vagy M 1 + M 2 = 1,22 ~ 1,2.

Tömegarány a (127) képlet szerint,

majd M 1 ~ 0,7 és M 2 ~ 0,5 (naptömegben).

323. feladat. Határozza meg az α Halak kettőscsillag vizuális fényességét, amelynek fényereje 4m,3 és 5m,2.

324. feladat. Számítsd ki az ε Lyra négyszeres csillag fényességét összetevőinek fényességéből, egyenlő 5m,12; 6 m,03; 5m,11 és 5m,38.

325. feladat. A γ Kos kettőscsillag vizuális fényessége 4m,02, összetevőinek magnitúdókülönbsége 0m,08. Határozza meg ennek a csillagnak az egyes összetevőinek látszólagos magnitúdóját.

326. feladat. Mekkora a fényessége egy hármas csillagnak, ha az első komponense 3,6-szor fényesebb, mint a második, a harmadik 4,2-szer halványabb, mint a második és fényessége 4 m,36?

327. feladat. Határozzuk meg egy kettőscsillag látszólagos magnitúdóját, ha az egyik komponens magnitúdója 3 m,46, a második pedig 1 m,68-mal fényesebb, mint az első komponens.

328. feladat. Számítsa ki a β Monoceros hármas csillag 4m,07 vizuális fényességű komponenseinek nagyságát, ha a második komponens 1,64-szer halványabb az elsőnél és 1,57-szer fényesebb a harmadiknál!

329. feladat. Határozza meg az α Gemini kettőscsillag alkotóelemeinek vizuális fényerejét és teljes fényerejét, ha összetevőinek vizuális fényereje 1m,99 és 2m,85, a parallaxisa pedig 0,072.

330. feladat. Számítsd ki a γ Virgo kettőscsillag második komponensének vizuális fényességét, ha ennek a csillagnak a vizuális fényessége 2m,91, az első komponensé 3m,62, a parallaxisa pedig 0,101.

331. feladat. Határozza meg a Mizar (ζ Ursa Major) kettőscsillag összetevőinek vizuális fényességét, ha fényereje 2m,17, a parallaxisa 0,037, és az első komponens 4,37-szer fényesebb, mint a második.

332. feladat. Határozzuk meg a η Cassiopeia kettőscsillag fotográfiai fényességét, amelynek összetevőinek vizuális fényereje 3m,50 és 7m,19, szokásos színindexei +0m,571 és +0m,63, távolságuk pedig 5,49 ps.

333. feladat. Számítsa ki a fogyatkozó változócsillagok összetevőinek tömegét a következő adatokból:

Csillag	Az alkatrészek radiális sebessége	változás időszaka
β Perseus U Ophiuchus WW Charioteer U Cepheus	44 km/s és 220 km/s 180 km/s és 205 km/s 117 km/s és 122 km/s 120 km/s és 200 km/s	2 nap, 867 1 nap, 677 2 nap, 525 2 nap, 493

334. feladat. Hányszor változik a β Perseus és χ Cygnus változócsillagok vizuális fényessége, ha az első csillagnál 2m,2 és 3m,5 között, a másodiknál ​​3 m,3 és 14 m,2 között van?

335. feladat. Hányszor változik az α Orion és α Skorpió változócsillagok vizuális és bolometrikus fényessége, ha az első csillag vizuális fényessége 0m,4 és 1m,3 között van, és a megfelelő bolometrikus korrekció -3m,1 és -3m között van. .4, a második csillagok pedig - fényerő 0m,9-től 1m,8-ig és bolometrikus korrekció -2m,8-tól -3m,0-ig?

336. feladat. Mennyiben és hányszor változik az α Orion és az α Skorpió változócsillagok lineáris sugara, ha az első csillag parallaxisa 0,005, és a szögsugár 0,034 (maximális fényesség mellett) és 0,047 (minimális fényesség mellett) között változik? míg a második parallaxisa 0", 019 és a sarok sugara - 0", 028-tól 0", 040-ig?

337. feladat. A 335. és 336. feladat adatai alapján számítsa ki Betelgeuse és Antares hőmérsékletét maximális fényességükön, ha minimum az első csillag hőmérséklete 3200K, a másodiké pedig 3300K.

338. feladat. Hányszor és milyen napi gradienssel változik a fényerősség az α Ursa Minor, ζ Gemini, η Eagle, ΤΥ Shield és UZ Shield változó Cefeida csillagok sárga és kék sugaraiban, amelyek változékonyságára vonatkozó információk a következők:

339. feladat. Az előző feladat adatainak felhasználásával keresse meg a fényesség változásának amplitúdóit (sárga és kék sugarakban) és a csillagok színének főbb mutatóit, ábrázolja az amplitúdók függését a változékonyság periódusától, és fogalmazzon meg következtetést a a grafikonokból talált szabályszerűség.

340. feladat. Minimális fénynél a δ Cephei csillag vizuális magnitúdója 4m,3, az R Trianguli csillagé pedig 12m,6. Mekkora ezeknek a csillagoknak a fényessége a maximális fényerő mellett, ha 2,1-szeresére, illetve 760-szorosára nő?

341. feladat. A Novaya Orel fényereje 1918-ban 10 m,5-ről 1 m,1-re változott 2,5 nap alatt. Hányszorosára nőtt és hogyan változott átlagosan fél nap alatt?

342. feladat. Az 1975. augusztus 29-én felfedezett Nova Cygnus fényessége közel 21 m volt a kitörés előtt, és maximum 1 m,9-re nőtt. Ha feltételezzük, hogy átlagosan az új csillagok abszolút magnitúdója maximális fényerőnél körülbelül -8 m, akkor milyen fényerővel rendelkezett ez a csillag a kitörés előtt és maximális fényerőnél, és milyen közelítő távolságra van a Naptól?

343. feladat. A H5 (4861 A) és H1 (4340 A) emissziós hidrogénvonalak a Novaya Orla 1918 spektrumában 39,8 Å-vel, illetve 35,6 Å-rel, a Novaya Cygnus 1975 spektrumában pedig 40,5-tel tolódott el az ibolya vég felé. Å és 36,2 Å. Milyen sebességgel tágultak ki ezek a csillagok által kiürített gázburok?

344. feladat. Az Ursa Major csillagképben található M81 galaxis szögmérete 35"X14", a Canes Venatici-14"X10" csillagképben lévő M51 galaxis szögmérete, a szupernóvák abszolút csillagmagasságát átlagosan -15 m-hez közeli maximális fényerő mellett. ,0, számítsa ki ezeknek a galaxisoknak a távolságát és lineáris méreteit.

A válaszok - Több és változó csillag

A prezentáció leírása egyes diákon:

1 csúszda

A dia leírása:

Egy fehér törpe, a legforróbb ismert, és a bolygóköd NGC 2440, 2006.07.05. A csillagok fizikai természete

2 csúszda

A dia leírása:

Spektrum λ = 380 ∻ 470 nm - ibolya, kék; λ = 470 ∻ 500 nm - kék-zöld; λ = 500 ∻ 560 nm - zöld; λ = 560 ∻ 590 nm - sárga-narancs λ = 590 ∻ 760 nm - vörös. A színek eloszlása ​​a spektrumban \u003d K O F Z G S F Emlékezzen például: Hogyan törte el egyszer Jacques the Bell Ringer City a lámpást. 1859-ben G. R. Kirchhoff (1824-1887, Németország) és R. W. Bunsen (1811-1899, Németország) felfedezte a spektrális elemzést: a gázok ugyanazt a hullámhosszt nyelik el, mint amit felmelegített állapotban sugároznak. A csillagokban a folyamatos spektrumok hátterében sötét (Fraunhofer) vonalak figyelhetők meg - ezek az abszorpciós spektrumok. 1665-ben Isaac Newton (1643-1727) megszerezte a napsugárzás spektrumát, és megmagyarázta azok természetét, bemutatva, hogy a szín a fény belső tulajdonsága. 1814-ben Josef von FRAUNHOFER (1787-1826, Németország) felfedezte, azonosította és 1817-re részletesen leírta a napspektrum 754 vonalát (a róla elnevezett), 1814-ben létrehozva egy spektrummegfigyelő eszközt - egy spektroszkópot. Kirchhoff-Bunsen spektroszkóp

3 csúszda

A dia leírása:

Csillagspektrumok A csillagok spektruma az útlevelük az összes csillagrendszeri szabály leírásával. A csillag spektrumából megtudható a fényessége, a csillagtól való távolsága, hőmérséklete A csillagspektrumok vizsgálata a modern asztrofizika alapja. A Hyades nyitott klaszter spektrogramja. William HEGGINS (1824-1910, Anglia) csillagász, aki először használta a spektrográfot, elkezdte a csillagok spektroszkópiáját. 1863-ban kimutatta, hogy a nap és a csillagok spektrumában sok közös vonás van, és megfigyelt sugárzásukat forró anyag bocsátja ki, és áthalad a hidegebb elnyelő gázok fedőrétegein. Egy csillag kombinált emissziós spektruma. Fent a „természetes” (látható a spektroszkópban), lent az intenzitás függése a hullámhossztól. légkörének mérete, kémiai összetétele, tengelye körüli forgási sebessége, közös súlypont körüli mozgás jellemzői.

4 csúszda

A dia leírása:

Kémiai összetétel A kémiai összetételt a spektrum (a Fraunhofer-vonalak intenzitása) határozza meg, amely a fotoszféra hőmérsékletétől, nyomásától és sűrűségétől, valamint a mágneses tér jelenlététől is függ. A csillagok ugyanazokból a kémiai elemekből állnak, amelyeket a Földön is ismerünk, de többnyire hidrogénből és héliumból (a tömeg 95-98%-a) és egyéb ionizált atomokból állnak, a hideg csillagok pedig semleges atomokat, sőt molekulákat is tartalmaznak a légkörben. A hőmérséklet emelkedésével a csillagok légkörében létező részecskék összetétele egyszerűbbé válik. Az O, B, A osztályú csillagok spektrális elemzése (T 50 000 és 10 000 °C között) ionizált hidrogén-, hélium- és fémionokat mutat a légkörükben, a K osztályban (50 000 C) már gyökök találhatók, az M osztályban pedig 38000C) - oxidok molekulák. A csillagok kémiai összetétele tükrözi a tényezők hatását: a csillagközi közeg természetét és azokat a magreakciókat, amelyek a csillagban élete során alakulnak ki. A csillag kezdeti összetétele közel áll annak a csillagközi anyagnak az összetételéhez, amelyből a csillag származik. Az NGC 6995 szupernóva-maradvány egy forrón izzó gáz, amely egy csillag 20-30 ezer évvel ezelőtti robbanása után keletkezett. Az ilyen robbanások aktívan gazdagították a teret nehéz elemekkel, amelyekből a következő generációs bolygók és csillagok keletkeztek.

5 csúszda

A dia leírása:

A csillagok színe 1903-1907-ben. Einar Hertzsprung (1873-1967, Dánia) volt az első, aki több száz fényes csillag színét határozta meg. A csillagoknak sokféle színük van. Az Arcturus sárgás-narancssárga árnyalatú, a Rigel fehér-kék, az Antares élénkvörös. A csillag spektrumának domináns színe a felszínének hőmérsékletétől függ. A csillag gázburoka szinte ideális kibocsátóként viselkedik (abszolút fekete test), és teljes mértékben engedelmeskedik M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) és V. Wien (1864–) klasszikus sugárzási törvényeinek. 1928), amelyek a testhőmérsékletet és a sugárzás természetét kapcsolják össze. A Planck-törvény leírja az energia eloszlását a test spektrumában, és azt jelzi, hogy a hőmérséklet növekedésével a teljes sugárzási fluxus növekszik, és a spektrum maximuma a rövid hullámok felé tolódik el. A csillagos égbolt megfigyelése során észrevehető, hogy a csillagok színe (a fény azon tulajdonsága, hogy bizonyos vizuális érzetet kelt) eltérő. A csillagok színe és spektruma összefügg a hőmérsékletükkel. A különböző hullámhosszú fények különböző színérzékeléseket gerjesztenek. A szem érzékeny a λmax=b/T maximális energiát hordozó hullámhosszra (Wien törvénye, 1896). Mint az ékszerek, az NGC 290 nyitott klaszter csillagai is különböző színekben csillognak. Fotó CT őket. Hubble, 2006. április

6 csúszda

A dia leírása:

A csillagok hőmérséklete A csillagok hőmérséklete közvetlenül összefügg a színnel és a spektrummal. A csillagok hőmérsékletének első mérését 1909-ben Julius Scheiner (1858-1913) német csillagász végezte, aki 109 csillag abszolút fotometriáját készítette el. A spektrumokból a hőmérsékletet a λmax.T=b Wien-törvény alapján határozzuk meg, ahol b=0,289782,107Å.K a Wien-állandó. Betelgeuse (a Hubble-teleszkóp képe). Az ilyen hideg csillagokban, amelyekben T = 3000 K, a spektrum vörös tartományában lévő sugárzás dominál. Az ilyen csillagok spektruma sok fém- és molekulasort tartalmaz. A legtöbb csillag hőmérséklete 2500 K<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 csúszda

A dia leírása:

Spektrális osztályozás 1866-ban Angelo Secchi (1818-1878, Olaszország) megadta a csillagok első színkép szerinti osztályozását: fehér, sárgás, vörös. A harvardi spektrális osztályozást először Henry Draper (1837-1882, USA) a Csillagspektrumok Katalógusában mutatta be, amelyet E. Pickering (1846-1919) irányítása alatt készített 1884-ig. Az összes spektrumot vonalintenzitás szerint rendezték el (később hőmérsékleti sorrendben), és betűkkel jelölték a melegtől a hideg csillagokig: OBAFGK M. 1924-re végül Anna Cannon (1863-1941, USA) állapította meg, és mint a katalógus 9 kötetben 225330 csillagos katalógus HD.

8 csúszda

A dia leírása:

Modern spektrális osztályozás A legpontosabb spektrális osztályozás a W. Morgan és F. Keenan által a Yerks Obszervatóriumban 1943-ban megalkotott MK rendszer, ahol a spektrumok a csillagok hőmérséklete és fényessége szempontjából is elrendeződnek. Ezenkívül bevezették a fényességi osztályokat is, amelyeket római számokkal jelöltek: Ia, Ib, II, III, IV, V és VI, amelyek a csillagok méretét jelzik. A további R, N és S osztályok a K-hez és M-hez hasonló, de eltérő kémiai összetételű spektrumokat jelölnek. A két osztály között alosztályok kerülnek bevezetésre, amelyeket 0-tól 9-ig tartó számok jelölnek. Például az A5 típusú spektrum középen van A0 és F0 között. Néha további betűk jelzik a csillagok jellemzőit: „d” egy törpe, „D” egy fehér törpe, „p” egy sajátos (szokatlan) spektrum. Napunk a G2 V spektrális osztályba tartozik

9 csúszda

A dia leírása:

10 csúszda

A dia leírása:

Csillagok fényessége 1856-ban Norman Pogson (1829-1891, Anglia) felállított egy képletet a fényesség abszolút M magnitúdójában (vagyis 10 pc távolságból) kifejezve. L1/L2=2,512 М2-М1. A Plejádok nyílt halmaza sok forró és fényes csillagot tartalmaz, amelyek egyidejűleg keletkeztek gáz- és porfelhőből. A Plejádokot kísérő kék köd a csillagok fényét visszaverő, szétszórt por. Egyes csillagok fényesebben, mások gyengébben ragyognak. Fényerő - a csillag sugárzási ereje - a csillag által 1 másodperc alatt kibocsátott teljes energia. [J / s \u003d W] A csillagok energiát sugároznak a teljes hullámhossz-tartományban L = 3,846,1026 W / s ) Csillagok fényessége: 1,3,10-5L

11 csúszda

A dia leírása:

Csillagméretek Meghatározása: 1) A csillag szögátmérőjének közvetlen mérése (2,5 m-nél nagyobb fényességű, közeli csillagok esetén >50 mérve) Michelson interferométerrel. Először 1920. december 3-án mérték meg a Betelgeuse (α Orion) = A. Michelson (1852-1931, USA) és F. Pease (1881-1938, USA) csillag szögátmérőjét. 2) A csillag L=4πR2σT4 fényességén keresztül a Naphoz képest. A csillagokat – ritka kivételektől eltekintve – pontszerű fényforrásként figyelik meg. Még a legnagyobb teleszkópok sem látják a lemezeiket. A csillagokat méretük szerint 1953 óta a következőkre osztják: szuperóriások (I) fényes óriások (II) óriások (III) óriások (IV) fő sorozat törpék (V) szubtörpék (VI) fehér törpék (VII) törpék, óriások és A szuperóriások 1913-ban bemutatták Henry Ressel-t, és 1905-ben Einar Hertzsprung fedezte fel őket, bevezetve a „fehér törpe” nevet. Csillagméretek 10 km

12 csúszda

A dia leírása:

A csillagok tömege A csillagok fejlődését jelző egyik legfontosabb jellemzője a csillag életútjának meghatározása. Meghatározási módszerek: 1. Tömeg-fényesség függés L≈m3,9 2. Kepler 3. finomított törvénye fizikailag bináris rendszerekben Elméletileg a csillagok tömege 0,005M

13 csúszda