Изтеглете презентация за физическата природа на звездите. Презентация на тема "физическа природа на звездите"

Урок 24

Тема на урока по астрономия: Физическата природа на звездите

Напредък на урока по астрономия:

аз Нов материал

Разпределението на цветовете в спектъра = K O Z G S F = можете да си спомните например от текста: Как веднъж Жак, градският звънар, счупи фенер.

Исак Нютон (1643-1727)през 1665 г. той разлага светлината на спектър и обяснява нейната природа.

Уилям Уоластънпрез 1802 г. наблюдава тъмни линии в слънчевия спектър, а през 1814 г. те са независимо открити и подробно описани от Йозеф фон ФРАУНХОФЕР (1787-1826, Германия) (наричат ​​се линии на Фраунхофер) 754 линии в слънчевия спектър. През 1814 г. създава уред за наблюдение на спектри – спектроскоп.

През 1959 г. G. KIRCHHOF, работещ заедно с R. BUNSEN от 1854 г., открива спектралния анализ, наричайки спектъра непрекъснат и формулира законите на спектралния анализ, които служат като основа за появата на астрофизиката:

• 1. Отопляеми твърдодава непрекъснат спектър.
• 2. Горещ газ произвежда емисионен спектър.
• 3. Газ поставена пред повече гореща пролет, дава тъмни линии на абсорбиране.

У. ХЕГИНСТой пръв използва спектрограф и поставя началото на спектроскопията на звездите. През 1863 г. той показа, че спектрите на Слънцето и звездите имат много общи неща и че тяхното наблюдавано лъчение се излъчва от гореща материя и преминава през лежащите над тях слоеве от по-хладни абсорбиращи газове.

Спектри на звездите - това е техният паспорт с описание на всички звездни модели. От спектъра на звезда можете да разберете нейната яркост, разстояние до звездата, температура, размер, химичен състав на нейната атмосфера, скорост на въртене около оста си, характеристики на движение около общия център на тежестта.

2. Цвят на звездите

ЦВЯТ- свойството на светлината да предизвиква определено зрително усещане в съответствие с спектрален съставотразена или излъчена радиация. Светлината с различна дължина на вълната възбужда различни цветови усещания:

от 380 до 470 nm имат виолетови и Син цвят,

от 470 до 500 nm - синьо-зелено,

от 500 до 560 nm - зелено,

от 560 до 590 nm - жълто-оранжево,

от 590 до 760 nm - червено.

Цветът на сложното излъчване обаче не се определя еднозначно от неговия спектрален състав.

Окото е чувствително към дължината на вълната, която носи максимална енергия?max=b/T (закон на Wien, 1896).

В началото на 20-ти век (1903-1907) Ейнар Херцспрунг (1873-1967, Дания) е първият, който определя цветовете на стотици ярки звезди.

3. Температура на звездите

Пряко свързано с цветовата и спектралната класификация. Първото измерване на температурата на звездите е направено през 1909 г. от немския астроном Й. Шайнер. Температурата се определя от спектрите, като се използва законът на Wien [? max.T=b, където b=0,2897*107A.K е константата на Wien]. Температурата на видимата повърхност на повечето звезди варира от 2500 K до 50 000 K. Въпреки че, например, наскоро откритата звезда HD 93129A в съзвездието Puppis има повърхностна температура от 220 000 K! Най-студените - Гранатовата звезда (m Cephei) и Мира (o Ceti) имат температура 2300K, а e Aurigae A - 1600 K.

4. Спектрална класификация

През 1862 г. Анджело Секи (1818-1878, Италия) дава първата спектрална класическа класификация на звездите по цвят, като посочва 4 типа: бяло, жълтеникаво, червено, много червено

Харвардската спектрална класификация е представена за първи път в Каталога на звездните спектри на Хенри Дрейпър (1884), изготвен под ръководството на Е. Пикеринг. Буквено обозначениеспектрите от горещи към студени звезди изглежда така: O B A F G K M. Между всеки два класа се въвеждат подкласове, обозначени с числа от 0 до 9. До 1924 г. класификацията е окончателно установена от Анна Кенън.

Редът на спектрите може да се запомни от терминологията: = Един обръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови

Слънцето е G2V (V е класификация по светимост - т.е. последователност). Тази цифра е добавена от 1953 г. | Таблица 13 - там са посочени спектрите на звездите |.

5. Химичен съставзвезди

Определя се от спектъра (интензитета на линиите на Фраунхофер в спектъра) Разнообразието на спектрите на звездите се обяснява преди всичко с различните им температури, освен това видът на спектъра зависи от налягането и плътността на фотосферата, наличието магнитно поле, особености на химичния състав. Звездите се състоят главно от водород и хелий (95-98% от масата) и други йонизирани атоми, докато студените звезди имат неутрални атоми и дори молекули в атмосферата си.

6. Светимост на звездите

7. Размери на звездите - има няколко начина да ги определите:

• 1) Директно измерване на ъгловия диаметър на звезда (за ярки? 2,5 m, близки звезди, >50 измерени) с помощта на интерферометър на Майкелсън. Първо измерено ъглов диаметър? Орион-Бетелгейзе 3 декември 1920 = Алберт Микелсън и Франсис Пийз.
• 2) Чрез светимостта на звездата L=4?R2?T4 в сравнение със Слънцето.
• 3) Въз основа на наблюденията на затъмнението на звезда от Луната се определя ъгловият размер, като се знае разстоянието до звездата.

Според техния размер звездите се делят (наименованието: джуджета, гиганти и свръхгиганти е въведено от Хенри Ръсел през 1913 г. и са открити през 1905 г. от Ейнар Херцшпрунг, въвеждайки името „бяло джудже“), въведено през 1953 г. на:

• Свръхгиганти (I)
• Ярки гиганти (II)
• Гиганти (III)
• Субгиганти (IV)
• Главна последователност джуджета (V)
• Подджуджета (VI)
• Бели джуджета (VII)

Размерите на звездите варират в много широк диапазон от 104 m до 1012 m. Гранатовата звезда m Cephei има диаметър от 1,6 милиарда km; червен свръхгигант e Aurigae A измерва 2700R? - 5,7 милиарда км! Leuthen Stars и Wolf-475 по-малък от Земята, а неутронните звезди са с размери 10 - 15 km.

8. Масата на звездите е една от най-важните характеристикизвезди, което показва неговата еволюция, т.е. определя жизнения път на една звезда.

Най-леките звезди с точно измерени маси се намират в двойни системи. В системата Ross 614 компонентите имат маси от 0,11 и 0,07 M?. В системата Wolf 424 масите на компонентите са 0,059 и 0,051 M?. А звездата LHS 1047 има по-малко масивен спътник с тегло само 0,055 M?.

Открити са "кафяви джуджета" с маси 0,04 - 0,02 M?.

Въпреки че масите на звездите имат по-малко разсейване от техните размери, тяхната плътност варира значително. Колкото по-голяма е звездата, толкова по-ниска е плътността. Най-ниската плътност на свръхгигантите: Антарес (? Скорпион) ?=6,4*10-5kg/m3, Бетелгейзе (?Орион) ?=3,9*10-5kg/m3 Белите джуджета имат много висока плътност: Сириус B?=1,78*108kg /m3. Но още повече средна плътностнеутронни звезди. Средните плътности на звездите варират в диапазона от 10-6 g/cm3 до 1014 g/cm3 – 1020 пъти!

Най-добрите звезди.

II. Фиксиране на материала:

• 1. Проблем 1: Светимостта на Кастор (и Близнаци) е 25 пъти по-голяма от яркостта на Слънцето, а температурата му е 10400K. Колко пъти Кастор е по-голям от Слънцето?
• 2. Проблем 2: Червеният гигант е 300 пъти по-голям от Слънцето и 30 пъти по-голяма маса. Каква е средната му плътност?
• 3. Използвайки таблицата за класификация на звездите (по-долу), отбележете как нейните параметри се променят с увеличаване на размера на звездата: маса, плътност, светимост, продължителност на живота, брой звезди в Галактиката

Домашна работав астрономията:§24, въпроси стр. 139. Стр. 152 (с. 7-12), като направи презентация за една от характеристиките на звездите.

Предмет: Физическа природа на звездите .

По време на часовете :

аз Нов материал

Исак Нютон (1643-1727) през 1665 г. той разлага светлината на спектър и обяснява нейната природа.
Уилям Уоластън през 1802 г. той наблюдава тъмни линии в слънчевия спектър, а през 1814 г. независимо ги открива и ги описва подробноЙозеф фон Фраунхофер (1787-1826, Германия) (наричат ​​се линии на Фраунхофер) 754 линии в слънчевия спектър. През 1814 г. създава уред за наблюдение на спектри – спектроскоп.

През 1959г Г. КИРХОФ , работейки заедно сР. БУНСЕНот 1854 г. открит спектрален анализ , наричайки спектъра непрекъснат и формулира законите на спектралния анализ, които послужиха като основа за появата на астрофизиката:
1. Нагрятото твърдо тяло дава непрекъснат спектър.
2. Горещ газ произвежда емисионен спектър.
3. Газът, поставен пред по-горещ източник, произвежда тъмни абсорбционни линии.
У. ХЕГИНС първият, който използва спектрограф, започва спектроскопията на звездите . През 1863 г. той показа, че спектрите на Слънцето и звездите имат много общи неща и че тяхното наблюдавано лъчение се излъчва от гореща материя и преминава през лежащите над тях слоеве от по-хладни абсорбиращи газове.

Спектрите на звездите са техният паспорт с описание на всички звездни модели. От спектъра на звезда можете да разберете нейната яркост, разстояние до звездата, температура, размер, химичен състав на нейната атмосфера, скорост на въртене около оста си, характеристики на движение около общия център на тежестта.

2. Цвят на звездите

ЦВЕТЪТ е свойството на светлината да предизвиква определено зрително усещане в съответствие със спектралния състав на отразеното или излъчено лъчение. Светлина с различни дължини на вълната възбужда различни цветови усещания:

от 380 до 470 nm имат виолетови и сини цветове,
от 470 до 500 nm - синьо-зелено,
от 500 до 560 nm - зелено,

от 560 до 590 nm - жълто-оранжево,
от 590 до 760 nm - червено.

Цветът на сложното излъчване обаче не се определя еднозначно от неговия спектрален състав.
Окото е чувствително към дължината на вълната на носителя максимална енергия λ люлка =b/T (Закон на виното, 1896 г.).

В началото на 20 век (1903-1907 г.)Ейнар Херцшпрунг (1873-1967, Дания) за първи път идентифицира цветовете на стотици ярки звезди.

3. Температура на звездите

Пряко свързано с цветовата и спектралната класификация. Първото измерване на температурата на звездите е направено през 1909 г. от немски астроном.Ю. Шейнър . Температурата се определя от спектрите, като се използва законът на Wien [λ макс . T=b, където b=0,2897*10 7 Å . ДА СЕ - константата на Виена]. Температурата на видимата повърхност на повечето звезди еот 2500 K до 50 000 K . Въпреки че, например, наскоро открита звездаHD 93129A в съзвездието Puppis има повърхностна температура от 220 000 K! Най-студения -Гранатова звезда (м Цефей) и Мира (o Китай) имат температура от 2300K, ид Аурига А - 1600 K.

4.

През 1862г Анджело Секи (1818-1878, Италия) дава първата спектрална класическа класификация на звездите по цвят, като посочва 4 вида:Бяло, Жълтеникаво, Червено, Много червено

Харвардската спектрална класификация е въведена за първи път презКаталогът на звездните спектри на Хенри Дрейпър (1884), изготвен под ръководствотоЕ. Пикъринг . Буквеното означение на спектрите от горещи до студени звезди изглежда така: O B A F G K M. Между всеки два класа бяха въведени подкласове, обозначени с числа от 0 до 9. До 1924 г. класификацията беше окончателно установенаДразнете Кенън .

---

IN

---

А

---

Е

---

Ж

---

К

---

М

средно 30000K

ср.15000K

ср.8500K

средно 6600K

ср.5500K

средно 4100K

ср.2800K

Редът на спектрите може да се запомни с терминологията: =Един обръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови =

Слънцето е G2V (V е класификация по светимост - т.е. последователност). Тази цифра е добавена от 1953 г. | Таблица 13 - там са посочени спектрите на звездите |.

5. Химичен състав на звездите

Определя се от спектъра (интензитета на линиите на Фраунхофер в спектъра) Разнообразието на спектрите на звездите се обяснява преди всичко с различните им температури, освен това видът на спектъра зависи от налягането и плътността на фотосферата, наличието на магнитно поле и характеристиките на химичния състав. Звездите се състоят главно от водород и хелий (95-98% от масата) и други йонизирани атоми, докато студените звезди имат неутрални атоми и дори молекули в атмосферата си.

6. Светимост на звездите

Звездите излъчват енергия в целия диапазон от дължини на вълните и тяхната яркостL=σ Т 4 4πR 2 - общата мощност на излъчване на звездата. Л  = 3,876*10 26 W/s. През 1857г Норман Погсън в Оксфорд установява формулатаЛ 1 /L 2 =2,512 М 2 -М 1 . Сравнявайки звездата със Слънцето, получаваме формулатаL/L  =2,512 М  -М , откъдето, вземайки логаритъм, получавамеlogL=0,4 (М  -М) Светимостта на звездите е най-вече 1.3. 10 -5 л  .10 5 л  . Гигантските звезди имат висока яркост, докато звездите с ниска яркост са звезди джуджета. Най-голяма светимост има синият свръхгигант звезда Пистолет в съзвездието Стрелец - 100 000 000 L  ! Светимостта на червеното джудже Проксима Кентавър е около 0,000055 L  .

7. Размери на звездите - Има няколко начина да ги определите:

1) Директно измерване на ъгловия диаметър на звезда (за ярки ≥2,5м , близки звезди, >50 измерени) с помощта на интерферометъра на Майкелсън. Ъгловият диаметър α на Орион-Бетелгейзе е измерен за първи път на 3 декември 1920 г. =Алберт Майкелсън И Франсис Пийз .
2) Чрез блясъка на звездаL=4πR 2 σT 4 в сравнение със Слънцето.
3) Въз основа на наблюденията на затъмнението на звезда от Луната се определя ъгловият размер, като се знае разстоянието до звездата.

Според размерите си звездите се делят ( заглавие: въведени са джуджета, гиганти и свръхгигантиХенри Ръсел през 1913 г. и ги отваря през 1905 гЕйнар Херцшпрунг , въвеждайки името "бяло джудже"), въведено от 1953 г на:

• • • Свръхгиганти (I)

      Ярки гиганти (II)

      Гиганти (III)

      Субгиганти (IV)

      Главна последователност джуджета (V)

      Подджуджета (VI)

      Бели джуджета (VII)

Размерите на звездите варират в широки граници от 10 4 м до 10 12 м. Гранатовата звезда м Цефей има диаметър 1,6 милиарда км; Червеният свръхгигант e Auriga е с размери 2700R  - 5,7 милиарда км! Звездите Leuthen и Wolf-475 са по-малки от Земята, а неутронните звезди са с размери 10 - 15 km.

8. Маса на звездите - една от най-важните характеристики на звездите, показваща нейната еволюция, т.е. определя житейски пътзвезди.

Методи за определяне:

1. Връзка маса-светимост, установена от астрофизикКАТО. Едингтън (1882-1942, Англия). L≈m 3,9

2. Използване на 3 прецизиран закон на Кеплер, ако звездите са физически двойни (§26)

Теоретично масата на звездите е 0,005M  (Ограничение на Кумар 0,08M  )  , и има значително повече звезди с ниска маса, отколкото тежки, както по отношение на количеството, така и в общата част от материята, съдържаща се в тях (M  =1,9891 × 10 30 kg (333434 земни маси)≈2. 10 30 кг).

Най-леките звезди с точно измерени маси се намират в двойни системи. В системата Ross 614 компонентите имат маси от 0,11 и 0,07 M  . В системата Wolf 424 масите на компонентите са 0,059 и 0,051 M  . А звездата LHS 1047 има по-малко масивен спътник с тегло само 0,055 M  .

Открити са "кафяви джуджета" с маса 0,04 - 0,02 M  .

9. Плътност на звездите - разположен ρ=M/V=M/(4/3πR 3 )

Въпреки че масите на звездите имат по-малко разсейване от техните размери, тяхната плътност варира значително. Колкото по-голяма е звездата, толкова по-ниска е плътността. Най-ниската плътност на свръхгигантите: Антарес (α Скорпион) ρ=6.4*10-5 kg/m 3 , Бетелгейзе (α Орион) ρ=3.9*10-5 kg/m 3 .Белите джуджета имат много висока плътност: Сириус B ρ=1.78*10 8 kg/m 3 . Но средната плътност на неутронните звезди е още по-голяма. Средната плътност на звездите варира в диапазона от 10-6 g/cm 3 до 10 14 g/cm 3 - 10 20 пъти!

.

II. Фиксиране на материала:

1. Проблем 1 : Кастор Luminosity (А Близнаци) е 25 пъти по-голяма от яркостта на Слънцето, а температурата му е 10400K. Колко пъти Кастор е по-голям от Слънцето?
2. Проблем 2 : Червеният гигант е 300 пъти по-голям от Слънцето и 30 пъти по-голям от масата. Каква е средната му плътност?
3. Използвайки таблицата за класификация на звездите (по-долу), отбележете как нейните параметри се променят с увеличаване на размера на звездата: маса, плътност, светимост, продължителност на живота, брой звезди в Галактиката

Описание на презентацията по отделни слайдове:

1 слайд

Описание на слайда:

Бяло джудже, най-горещата известна, и планетарната мъглявина NGC 2440, 05/07/2006 Физическата природа на звездите

2 слайд

Описание на слайда:

Спектър λ = 380 ∻ 470 nm – виолетов, син; λ = 470 ∻ 500 nm – синьо-зелено; λ = 500 ∻ 560 nm – зелено; λ = 560 ∻ 590 nm – жълто-оранжев λ = 590 ∻ 760 nm – червен. Разпределение на цветовете в спектъра = K O F Z G S F Спомнете си например: Как веднъж Жак, градският звънар, счупи фенера. През 1859 г. G. R. Kirchhoff (1824-1887, Германия) и R. W. Bunsen (1811-1899, Германия) откриват спектралния анализ: газовете абсорбират същите дължини на вълните, които излъчват при нагряване. Звездите имат тъмни (Фраунхоферови) линии на фона на непрекъснати спектри - това са спектри на поглъщане. През 1665 г. Исак Нютон (1643-1727) получава спектри на слънчевата радиация и обяснява природата им, показвайки, че цветът е присъщо свойство на светлината. През 1814 г. Йозеф фон Фраунхофер (1787-1826, Германия) открива, идентифицира и до 1817 г. описва подробно 754 линии в слънчевия спектър (наречени на негово име), създавайки през 1814 г. инструмент за наблюдение на спектри - спектроскоп. Спектроскоп на Кирхоф-Бунзен

3 слайд

Описание на слайда:

Спектри на звезди Спектри на звезди са техният паспорт с описание на всички звездни модели. От спектъра на една звезда можете да разберете нейната яркост, разстояние до звездата, температура Изследването на звездните спектри е в основата на съвременната астрофизика. Спектрограма на отворения куп Хиади. Уилям ХЕГИНС (1824-1910, Англия), астроном, който пръв използва спектрограф, поставя началото на спектроскопията на звездите. През 1863 г. той показа, че спектрите на Слънцето и звездите имат много общи неща и че тяхното наблюдавано лъчение се излъчва от гореща материя и преминава през лежащите над тях слоеве от по-хладни абсорбиращи газове. Комбиниран емисионен спектър на звезда. По-горе е „естествено“ (видимо в спектроскоп), по-долу е зависимостта на интензитета от дължината на вълната. размер, химичен състав на атмосферата му, скорост на въртене около оста си, особености на движение около общия център на тежестта.

4 слайд

Описание на слайда:

Химически състав Химическият състав се определя от спектъра (интензитета на Фраунхоферовите линии), който също зависи от температурата, налягането и плътността на фотосферата и наличието на магнитно поле. Звездите са направени от същото химически елементи, които са известни на Земята, но главно от водород и хелий (95-98% от масата) и други йонизирани атоми, а хладните звезди имат неутрални атоми и дори молекули в атмосферата. С повишаването на температурата съставът на частиците, способни да съществуват в звездната атмосфера, става по-прост. Спектрален анализ на звезди от класове O, B, A (T от 50 000 до 10 0000C) показва в техните атмосфери линии от йонизиран водород, хелий и метални йони, в клас K (50000C) вече са открити радикали, а в клас M ( 38000C) молекули оксиди Химическият състав на звездата отразява влиянието на факторите: природата на междузвездната среда и тези ядрени реакции, които се развиват в звезда по време на нейния живот. Първоначалният състав на звездата е близък до състава междузвездна материяот която е възникнала звездата. Остатъкът от свръхнова NGC 6995 е горещ, светещ газ, образуван след експлозията на звездата преди 20-30 хиляди години. Такива експлозии активно обогатяваха космоса с тежки елементи, от които впоследствие се образуваха планети и звезди от следващото поколение.

5 слайд

Описание на слайда:

Цвят на звездите През 1903-1907 г. Einar Hertzsprung (1873-1967, Дания) беше първият, който определи цветовете на стотици ярки звезди. Звездите се предлагат в различни цветове. Арктур ​​има жълто-оранжев оттенък, Ригел е бяло-син, Антарес е яркочервен. Доминиращият цвят в спектъра на една звезда зависи от повърхностната й температура. Газовата обвивка на звезда се държи почти като идеален излъчвател (абсолютно черно тяло) и е напълно подчинена на класическите закони на излъчване от М. Планк (1858–1947), Й. Стефан (1835–1893) и В. Виен ( 1864–1928), свързващи телесната температура и естеството на нейното излъчване. Законът на Планк описва разпределението на енергията в спектъра на тялото и показва, че с повишаване на температурата общият поток на радиация се увеличава, а максимумът в спектъра се измества към по-къси вълни. По време на наблюдения на звездното небе може да се забележи, че цветът (свойството на светлината да предизвиква определено визуално усещане) на звездите е различен. Цветът и спектърът на звездите е свързан с тяхната температура. Светлината с различна дължина на вълната възбужда различни цветови усещания. Окото е чувствително към дължината на вълната, която носи максималната енергия λmax = b/T (закон на Wien, 1896). Като скъпоценни камъни, звездите на отворения клъстер NGC 290 блестят в различни цветове. Снимка от CT на име. Хъбъл, април 2006 г

6 слайд

Описание на слайда:

Температура на звездите Температурата на звездите е пряко свързана с цвета и спектъра. Първото измерване на температурата на звездите е направено през 1909 г. от немския астроном Юлиус Шайнер (1858-1913), като е извършил абсолютна фотометрия на 109 звезди. Температурата се определя от спектрите, като се използва законът на Wien λmax.T=b, където b=0.289782.107Å.K е константата на Wien. Бетелгейзе (снимка от телескопа Хъбъл). В такива хладни звезди с T=3000K преобладава излъчването в червената област на спектъра. Спектрите на такива звезди съдържат много линии от метали и молекули. Повечето звезди имат температури от 2500K<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 на слайда:

Спектрална класификация През 1866 г. Анджело Секи (1818-1878, Италия) дава първата спектрална класификация на звездите по цвят: бяло, жълтеникаво, червено. Харвардската спектрална класификация е представена за първи път в Каталога на звездните спектри на Хенри Дрейпър (1837-1882, САЩ), изготвен под ръководството на Е. Пикеринг (1846-1919) до 1884 г. Всички спектри бяха подредени според интензитетите на линиите (по-късно в температурната последователност) и обозначени с букви в азбучен ред от горещи до студени звезди: O B A F G K M. До 1924 г. той беше окончателно установен от Анна Кенън (1863-1941, САЩ) и публикуван в каталог от 9 тома на 225330 звезди - HD каталог.

8 слайд

Описание на слайда:

Съвременна спектрална класификация Най-точната спектрална класификация е представена от системата MK, създадена от W. Morgan и F. Keenan в Yerkes Observatory през 1943 г., където спектрите са подредени както по температура, така и по светимост на звездите. Допълнително са въведени класове на светимост, обозначени с римски цифри: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, съответно показващи размера на звездите. Допълнителните класове R, N и S означават спектри, подобни на K и M, но с различен химичен състав. Между всеки два класа се въвеждат подкласове, обозначени с числа от 0 до 9. Например спектърът от тип A5 е по средата между A0 и F0. Допълнителни букви понякога отбелязват характеристиките на звездите: "d" - джудже, "D" - бяло джудже, "p" - особен (необичаен) спектър. Нашето Слънце принадлежи към спектралния клас G2 V

Слайд 9

Описание на слайда:

10 слайд

Описание на слайда:

Светимост на звездите През 1856 г. Норман Погсън (1829-1891, Англия) създава формула за светимостта по отношение на абсолютни величини M (т.е. от разстояние 10 pc). L1/L2=2,512 M2-M1. Разкритият клъстер на Плеядите съдържа много горещи и ярки звезди, които са се образували по едно и също време от облак от газ и прах. Синята мъгла, придружаваща Плеядите, е разпръснат прах, отразяващ светлината на звездите. Някои звезди светят по-ярко, други по-слабо. Светимостта е мощността на излъчване на звезда - общата енергия, излъчвана от звезда за 1 секунда. [J/s=W] Звездите излъчват енергия в целия диапазон от дължини на вълните L = 3,846,1026 W/s Сравнявайки звездата със Слънцето, получаваме L/L=2,512 M-M, или logL=0,4 ( M -M ​​) Светимост на звездата: 1.3.10-5L

11 слайд

Описание на слайда:

Размерите на звездите се определят: 1) Директно измерване на ъгловия диаметър на звездата (за ярки ≥2,5m, близки звезди, >50 измерени) с помощта на интерферометър на Майкелсън. За първи път на 3 декември 1920 г. е измерен ъгловият диаметър на звездата Бетелгейзе (α Орион) = А. Майкелсън (1852-1931, САЩ) и Ф. Пийз (1881-1938, САЩ). 2) Чрез светимостта на звездата L=4πR2σT4 в сравнение със Слънцето. Звездите, с редки изключения, се наблюдават като точкови източници на светлина. Дори най-големите телескопи не могат да видят дисковете си. Според размерите си звездите от 1953 г. се делят на: Свръхгиганти (I) Ярки гиганти (II) Гиганти (III) Субгиганти (IV) Джуджета от главната последователност (V) Подджуджета (VI) Бели джуджета (VII) Имената джуджета, гиганти и свръхгигантите са представени от Хенри Ръсел през 1913 г. и са открити през 1905 г. от Ейнар Херцшпрунг, въвеждайки името „бяло джудже“. Размери на звездите 10 км

12 слайд

Описание на слайда:

Маса на звездите Една от най-важните характеристики на звездите, показваща нейната еволюция, е определянето на жизнения път на звездата. Методи за определяне: 1. Връзка маса-светимост L≈m3.9 2. 3-ти прецизиран закон на Кеплер във физически двойни системи. Теоретично масата на звездите е 0,005M

Слайд 13

Описание на слайда:

Близки звезди Звездите, които не могат да се видят с невъоръжено око, са маркирани в сиво Обозначение Спектър. клас Магнитуд Светимост Темп,K Радиус Маса Пар. Звездна система Звезден изглед. коремни мускули. Sun G2V -26.58 4.84 1 5780 1.0 1 α Centauri Proxima M5.5Ve 11.05 15.53 0.000055 2900 0.145 0.12 0.772" Centauri A G2V -0.01 4.38 1.56 5790 1.227 0.907 0,747" Кентавър B K0V 1,33 5,71 0,453 5260 0,865 1,095 Звездата на Барнард (ß Змиеносец) M4.0Ve 9.54 13.22 0.000449 3200 0.161 0.166 0.547" Wolf 359 (CN Lion) M6.0V 13.53 16.55 0.000019 0.15 0.092 0.419" Lalande 21185 (Голямата мечка) M5.5e 7,50 10,44 0,00555 3500 0,448 0,393" Сириус (α Canis Majoris) Сириус A A1V -1, 46 1.47 23.55 10400 1.7-1.9 2.14 0.380" Sirius B DA2 8.68 11.34 0.00207 8000 0.92 1.03 Luyten 726-8 UV Китай M5.5e 13, 02 15.40 0.0000 42 2800 0,14 0,102 0,374" BL Китай M6.0e 12,52 15,85 0.000068 2800 0.14 0.109 Ross 154 (V1216 Стрелец) M3.5Ve 10.6 13.07 0, 000417 0.24 0.171 0.337" Ross 248 (HH Andromeda) M5.5Ve 12.29 14.79 0.000 108 0.17 0.121 0.316" ε Eridani K2V 3.73 6.19 0.305 5100 0.84 0.850 0.310" Lacaille 9352 (CD-36°15693) M1.5Ve 9.75 0.52 0.529 0.304" Ross 128 (FI Virgo) M4.0Vn 13.51 0.00054 0.16 0.156 0.299"

Описание на слайда:

Сравнителни характеристики на звездите по размер Класове звезди Маси M¤ Размери R¤ Плътност g/cm3 Светимост L¤ Продължителност на живота, години % от общия брой звезди Най-ярките свръхгиганти до 100 103–104<0,000001 >105 105 <0,000001 Сверхгиганты 50–100 102–103 0,000001 104–105 106 0,001 Яркие гиганты 10–100 >100 0,00001 > 1000 107 0,01 Нормални гиганти до 50 > 10 0,0001 > 100 107–108 0,1 - 1 Подгиганти до 10 до 10 0,001 до 100 108–109 Нормални звезди 0,005-5 0,1-5 0,1-10 0,0001-10 109–1011 до 90 - бяло до 5 3–5 0,1 10 109 - жълто 1 1 1,5 1 1010 - червено 0,005 0,1 10 0,0001 1011–1013 Бели джуджета 0,01–1,5 до 0,007 103 0,0001 до 1017 до 10 неутронни звезди 1,5– 3 (до 10) 8–15 km (до 50 km) 1013–1014 0,000001 до 1019 0,01- 0,001

Космосът - звезди и планети, галактики и мъглявини - е огромен мистериозен свят, който хората искат да разберат от древни времена. Първо астрологията, а след това и астрономията се стремят да разберат законите на живота, протичащ в неговата необятност. Днес смело можем да кажем, че знаем много, но внушителна част от процесите и явленията имат само условно обяснение. Физическата природа на звездите е един от широко обсъжданите въпроси в астрономията. Днес общата картина е ясна, но остават пропуски в познанията ни за небесните тела.

Безброен

Всяка звезда е топка газ, която постоянно излъчва светлина. Силите на гравитацията и вътрешното налягане предотвратяват разрушаването му. Физическата природа на звездите е такава, че те постоянно текат в своите дълбини.Те спират само на определени етапи от развитието на звездата, за които ще стане дума по-долу.

При добри метеорологични условия и липса на изкуствено осветление в небето можете да видите до 3000 хиляди звезди във всяко полукълбо. Това обаче е само малка част от количеството, което запълва пространството. Най-близката до нас звезда е Слънцето. Изучавайки поведението му, учените научават много за светилата като цяло. Най-близката звезда извън Слънчевата система е Проксима Кентавър. От нас я делят около 4,2

Настроики

Науката за звездите днес знае достатъчно, за да разбере как техните основни характеристики влияят на тяхната еволюция. Най-важните параметри за всяка звезда са масата и съставът. Те определят продължителността на съществуване, характеристиките на преминаването на различни етапи и всички други характеристики, например спектър, размер, блясък. Въпреки това, поради огромното разстояние, което ни дели от всички звезди с изключение на Слънцето, не винаги е възможно да се получат точни данни за тях.

Тегло

В съвременните условия повече или по-малко точни данни за масата на звездите могат да бъдат получени само ако те са спътници на двойна система. Такива изчисления обаче дават и доста висока грешка - от 20 до 60%. За други звезди масата се изчислява индиректно. Тя се извлича от различни известни зависимости (например маса - осветеност).

Физическата природа на звездите с промяна в този параметър остава същата, но много процеси започват да протичат в малко по-различна равнина. Масата пряко влияе върху термичното и механичното равновесие на всичко.Колкото по-голяма е тя, толкова по-голямо е налягането на газа и температурата в центъра на звездата, както и количеството генерирана термоядрена енергия. За да поддържа топлинно равновесие, звездата трябва да излъчва толкова, колкото се е образувала в нейните дълбини. За да направите това, диаметърът на звездата се променя. Такива промени продължават, докато се установят и двата вида равновесие.

Химичен състав

Основата на звездата е водород и хелий. Освен тях в състава влизат и по-тежки елементи в различно съотношение. „Пълният набор“ показва възрастта и поколението на звездата и показва някои от другите й свойства.

Процентът на по-тежките елементи е изключително малък, но именно те влияят на скоростта на термоядрения синтез. Неговото забавяне и ускорение се отразява в яркостта, цвета и осветеността. Познаването на химическия състав на звездата улеснява определянето на времето на нейното формиране.

Родена е звезда

Процесът на образуване на светила все още не е достатъчно проучен. Пълното разбиране на картината е възпрепятствано от огромните разстояния и невъзможността за пряко наблюдение. Днес обаче има общоприета концепция, която описва раждането на звезда. Нека го разгледаме накратко.

Очевидно звездите се образуват от междузвезден газ, компресиран под въздействието на собствената си гравитация. В този случай гравитационната енергия се превръща в топлина - температурата на образуваната топка се повишава. Този процес завършва, когато ядрото се нагрее до няколко милиона Келвина и започне образуването на елементи, по-тежки от водорода (нуклеосинтеза). Такава звезда остава за доста дълго време, разположена на Главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел.

Червен гигант

Следващият етап от еволюцията започва след като ядрото е изчерпало цялото си гориво. Целият водород в центъра на звездата се превръща в хелий и изгарянето му продължава във външните обвивки на звездата. Космическото тяло започва да се променя. Светимостта му се увеличава, външните слоеве се разширяват, а вътрешните, напротив, се свиват, яркостта временно намалява и температурата на повърхността пада. Звездата напуска Главната последователност и се превръща в червен гигант. В това състояние звездата прекарва много по-малко време от живота си, отколкото на предишния етап.

Необратими промени

Скоро (по космически стандарти) ядрото започва да се свива отново, неспособно да поддържа собственото си тегло. Повишаването на температурата стимулира началото на синтеза на по-тежки елементи от хелий. На такова гориво една звезда може да съществува и доста дълго време. По-нататъшните събития зависят от първоначалните параметри на звездата. Масивните звезди преминават през още няколко етапа, когато въглеродът (образуван от хелий) и след това силиций (образуван от въглерод) започват да действат като гориво. В резултат на обработката на последното се образува желязо. В този момент започва последният етап от живота на звездата, когато тя може да се трансформира в неутронна звезда. Повечето от звездите обаче, след като изгорят целия водород в червения гигант, се превръщат в бели джуджета.

Не е толкова ново

Трябва да се отбележи, че не всяка ярка звезда, която внезапно светва в небето, е „новородено“. По правило това е така наречената променлива - светило, чиято яркост се променя с течение на времето. Обектите, обозначени в астрономията като „нова“, също не се отнасят за тела, които току-що са се появили. Те се класифицират като катаклизмични променливи, които променят яркостта си доста рязко. Въпреки това свръхновите са значително по-напред от тях в това: амплитудата на промяната в тях може да бъде до 9 величини. И двата вида осветителни тела обаче са тема за отделни статии.

Физическата природа на звездите днес е до голяма степен разбрана, въпреки че няма гаранция, че новите данни няма да опровергаят установените теории. Приетите хипотези и идеи доминират в науката само до степента, в която могат да обяснят наблюдаваните явления. Всяка нова звезда, открита в необятността на Вселената, разкрива астрономията. Съществуващото разбиране за космическите процеси далеч не е пълно и съдържа доста големи пропуски, засягащи например процеса на образуване на черни дупки, свръхнови и т.н. Въпреки това, независимо от състоянието на теорията, небесните тела продължават да ни радват през нощта. Всъщност една ярка звезда няма да престане да бъде красива, ако разберем напълно нейната природа. Или, напротив, нека спрем всяко учене.