Публикувайте по темата за физическата природа на звездите. Резюме: Еволюцията и структурата на галактиката

С просто око хората виждат приблизително

6 хиляди звезди.

Звездите са различни по:

Структурата

маса

Температура (цвят)

Възраст

Размери

яркост

Маса от звезди

Масата на звездата може да бъде надеждно определена само ако е компонент двойна звезда... В този случай масата може да се изчисли с помощта на обобщения трети закон на Кеплер. Но въпреки това оценката на грешката варира от 20% до 60% и до голяма степен зависи от грешката при определяне на разстоянието до звездата. Във всички останали случаи е необходимо масата да се определи косвено, например от зависимостта маса - осветеност

Цвят и температура на звездите

Лесно е да се види, че звездите имат различни цветове - някои са бели, други са жълти, други са червени и т.н. бял цвятимат например Сириус и Вега, жълто - Капела, червено - Бетелгейзе и Антарес. Звездите с различни цветове имат различни спектри и различни температури. Като светеща буца желязо, белите звезди са по-горещи, а червените по-малко.

Арктур

Ригел

Антарес

Светенето на звездите

Звездите, подобно на Слънцето, излъчват енергия в обхвата на всички дължини на вълните на електромагнитните вълни. Знаете, че светимостта (L) характеризира общата радиационна мощност на звезда и представлява една от най-важните й характеристики. Яркостта е пропорционална на повърхността (фотосферата) на звездата (или квадрата на радиуса R) и четвъртата степен на ефективната температура на фотосферата (T), т.е.

L = 4 π R 2 ОТ 4

• Исак Нютон(1643-1727) през 1665г. разлага светлината на спектър и обяснява нейната природа. Уилям Уоластънпрез 1802г. наблюдава тъмни линии в слънчевия спектър, а през 1814г. независимо открити и описани подробно Йозеф фон Фраунхофер(1787-1826). Разпределени 754 линии в слънчевия спектър.

• Разпределение на цветовете в спектъра = O B A F G K M = можете да запомните например по текста:

Един бръснат англичанин дъвчеше фурми като моркови.

• от 380 до 470 nm са виолетови и сини.
• от 470 до 500 nm - синьо-зелено.
• от 500 до 560 nm - зелено.
• от 560 до 590 nm - жълто-оранжев.
• от 590 до 760 nm - червено.

• Супергиганти
• Гиганти
• Джуджета

– това са звездите вътре стотици пъти по-голям от нашето слънце.

Звездата Бетелгейзе (Орион) надвишава радиуса на Слънцето с 400 пъти.

Намира се в съзвездието Орион,

надвишава радиуса на Слънцето 400 пъти.

– десетки пъти по-голям от слънцето

Регул (Лъв), Алдебаран (Телец) - 36 пъти по-голям от Слънцето.

– това са звезди с големина колкото нашето Слънце или по-малки от него

• Бяло джуджеЛейтена
• Звезден вълк 457

• Променливите звезди променят своя блясък.
• Съществуват и двоични - две близко разположени звезди, свързани чрез взаимно привличане.

• Тази звезда е в съзвездието Голямо куче
• Сириус може да се наблюдава от всеки регион на Земята, с изключение на най-северните й райони.
• Сириус е отстранен до 8,6 светлинни години от Слънчева системаи е една от най-близките до нас звезди.

ФИЗИЧЕСКА ПРИРОДА НА СЛЪНЦЕТО

Слънцето е централното тяло на нашата планетарна система и най-близката до нас звезда.

Средното разстояние на Слънцето от Земята е 149,6 * 10 6 км,диаметърът му е 109 пъти по-голям от този на Земята, а обемът му е 1 300 000 пъти по-голям от този на Земята. Тъй като масата на Слънцето е 1,98 * 10 33 Г(333 000 земни маси), то в съответствие с нейния обем откриваме, че средната плътност на слънчевата материя е 1,41 г/см 3(0,26 от средната плътност на Земята). От известните стойности на радиуса и масата на Слънцето може да се определи, че ускорението на гравитацията на повърхността му достига 274 m/s 2,или 28 пъти повече от ускорението на гравитацията на земната повърхност.

Слънцето се върти около оста си обратно на часовниковата стрелка, когато се гледа от северния полюс на еклиптиката, тоест в същата посока, в която всички планети се въртят около него. Ако погледнете диска на Слънцето, тогава неговото въртене е от източния край на диска към западния. Оста на въртене на Слънцето е наклонена към равнината на еклиптиката под ъгъл от 83 °. Но Слънцето не се върти като твърдо тяло. Сидеричният период на въртене на екваториалната му зона е 25 дни,близо до 60 ° хелиографска (измерена от слънчевия екватор) ширина, тя е 30 дни,а на полюсите достига 35 дни

При наблюдение на Слънцето през телескоп се забелязва отслабване на яркостта му към краищата на диска, тъй като лъчите, идващи от по-дълбоки и горещи части на Слънцето, преминават през центъра на диска.

Слоят, лежащ на границата на прозрачността на слънчевото вещество и излъчващ видима радиация, се нарича фотосфера. Фотосферата не е равномерно ярка, а по-скоро зърнеста. Светлите зърна, които покриват фотосферата, се наричат ​​гранули. Гранулите са нестабилни образувания, продължителността на тяхното съществуване е около 2-3 мин.,и размерите варират от 700 до 1400 км... По повърхността на фотосферата има тъмни петна и светли зони, наречени факли. Наблюденията на петна и факли позволиха да се установи естеството на въртенето на Слънцето и да се определи неговият период.

Слънчевата атмосфера се намира над повърхността на фотосферата. Долният му слой е около 600 км.Веществото на този слой избирателно поглъща светлинни вълни с такава дължина, че самата тя е способна да излъчва. При повторно излъчване енергията се разсейва, което е пряката причина за появата на основните тъмни линии на Фраунхоферон в слънчевия спектър.

Следващият слой на слънчевата атмосфера - хромосферата има яркочервен цвят и се наблюдава в пълна степен слънчеви затъмненияпод формата на ален пръстен, покриващ тъмния диск на луната. Горната граница на хромосферата е постоянно раздвижена и следователно дебелината й варира от 15 000 до 20 000 км.

От хромосферата се излъчват протуберанца - фонтани от нажежени газове, видими с просто око по време на пълно слънчево затъмнение. Със скорост 250-500 км/секте се издигат от повърхността на Слънцето на разстояния, равни средно на 200 000 км инякои от тях достигат височина до 1 500 000 км.

Над хромосферата е слънчевата корона, видима по време на пълно слънчево затъмнение под формата на сребристо-перлен ореол, обграждащ Слънцето.

Слънчевата корона се дели на вътрешна и външна. Вътрешната корона се простира на височина от около 500 000 кми се състои от разредена плазма – смес от йони и свободни електрони. Цветът на вътрешната корона е подобен на този на слънцето, а нейното излъчване е светлината на фотосферата, разпръсната от свободни електрони. Спектърът на вътрешната корона се различава от слънчевия по това, че в него не се наблюдават тъмни абсорбционни линии, но се наблюдават радиационни линии на фона на непрекъснат спектър, най-ярките от които принадлежат на многократно йонизирано желязо, никел и някои други елементи . Тъй като плазмата е много разредена, скоростта на движение на свободните електрони (и съответно тяхната кинетична енергия) е толкова висока, че температурата на вътрешната корона се оценява на около 1 милион градуса.

Външната корона се простира на височина над 2 милиона метра. км.Съдържа най-малките твърди частици, които отразяват слънчевата светлина и й придават светложълт оттенък.

През последните години беше установено, че слънчевата корона се простира много по-далеч, отколкото се смяташе досега. Най-отдалечените от Слънцето части на слънчевата корона - суперкорона - се простират отвъд орбитата на Земята. С отдалечаване от Слънцето температурата на суперкороната постепенно намалява и на разстояние от Земята е приблизително 200 000 °

Суперкорона се състои от отделни разредени електронни облаци, „замръзнали“ в магнитното поле на Слънцето, което с високи скоростисе отдалечават от нея и, достигайки до горните слоеве на земната атмосфера, я йонизират и нагряват, като по този начин влияят на климатичните процеси.

Междупланетното пространство в равнината на еклиптиката съдържа фин прах, който произвежда феномена на зодиакалната светлина. Това явление се състои във факта, че през пролетта след залез слънце на запад или през есента преди изгрев на изток, понякога се наблюдава слабо сияние, стърчащо изпод хоризонта под формата на конус.

Слънчевият спектър е абсорбционен спектър. Множество тъмни (Fraunhofer) линии са разположени на фона на непрекъснат светъл спектър. Те възникват, когато лъч светлина, излъчван от нажежаем газ, преминава през по-студена среда, образувана от същия газ. В този случай на мястото на светлата емисионна линия на газа се наблюдава тъмна линия на неговото поглъщане.

Всеки химичен елемент има линеен спектър, присъщ само на него, следователно по вида на спектъра може да се определи химическият състав на светещото тяло. Ако веществото, излъчващо светлина, е химично съединение, тогава в неговия спектър се виждат ленти от молекули и техните съединения. След като се определят дължините на вълната на всички линии на спектъра, е възможно да се установят химичните елементи, които образуват излъчващото вещество. Интензитетът на спектралните линии на отделните елементи се използва за преценка на броя на атомите, принадлежащи към тях. Следователно спектралният анализ дава възможност за изследване не само на качествения, но и на количествения състав на небесните тела (по-точно на техните атмосфери) и е най-важният метод за астрофизично изследване.

На Слънцето са открити около 70 химически елемента, известни на Земята. Но основно Слънцето се състои от два елемента:

водород (около 70% от масата) и хелий (около 30%). От другите химични елементи (само 3%) най-често срещаните са азот, въглерод, кислород, желязо, магнезий, силиций, калций и натрий. Някои химични елементи, като хлор и бром, все още не са открити на слънцето. Спектърът на слънчевите петна също съдържа абсорбционни ленти на химични съединения: цианоген (CN), титанов оксид, хидроксил (OH), въглеводород (CH) и др.

Слънцето е огромен източник на енергия, който непрекъснато разпръсква светлина и топлина във всички посоки. Земята получава около 1: 2 000 000 000 от цялата енергия, излъчвана от Слънцето. Количеството енергия, получено от Земята от Слънцето, се определя от стойността на слънчевата константа. Слънчевата константа е количеството енергия, получено за минута 1 см 2повърхност, разположена на ръба на земната атмосфера, перпендикулярна на слънчевите лъчи. По отношение на топлинната енергия слънчевата константа е 2 кал/см 2 * мин,а в системата от механични единици се изразява с числото 1,4-10 6 ерг/сек см 2.

Температурата на фотосферата е близка до 6000 ° C. Тя излъчва енергия почти като абсолютно черно тяло, така че ефективната температура на слънчевата повърхност може да се определи чрез закона на Стефан-Болцман:

където E -количеството енергия в ергите, излъчвано на 1 сек. 1 см 2слънчева повърхност; s = 5,73 10 -5 ерг / сек * град ^4 cm 2 -константа, установена от опит, и T -абсолютна температура в градуси Келвин.

Количеството енергия, преминаващо през повърхността на топка, описано с радиус 1 а. д. (150 10" см),равно на д =4*10 33 ерг / сек * см 2.Тази енергия се излъчва от цялата повърхност на Слънцето, следователно, като разделите стойността й на площта на слънчевата повърхност, можете да определите стойността Еи изчислете повърхностната температура на Слънцето. Оказва се E = 5800 ° K.

Има и други методи за определяне на температурата на повърхността на Слънцето, но всички те се различават по резултатите от тяхното приложение, тъй като Слънцето не излъчва съвсем като напълно черно тяло.

Директното определяне на температурата на вътрешните части на Слънцето е невъзможно, но когато се приближи до центъра му, тя трябва да нараства бързо. Температурата в центъра на Слънцето се изчислява теоретично от условието за равновесие с налягане и равенство на пристигане и потребление на енергия във всяка точка от обема на Слънцето. По съвременни данни тя достига 13 милиона градуса.

При температурните условия, които възникват на слънцето, цялата му материя е в газообразно състояние. Тъй като Слънцето е в топлинно равновесие, във всяка негова точка силата на гравитацията, насочена към центъра, и силите на газа и наляганията на светлината, насочени от центъра, трябва да бъдат компенсирани.

Високата температура и високото налягане във вътрешността на Слънцето причиняват многократна йонизация на атомите на материята и нейната значителна плътност, вероятно надвишаваща 100 g / cm 3,въпреки че при тези условия слънчевата материя запазва свойствата на газ. Многобройни данни водят до извода, че в продължение на много милиони години температурата на Слънцето остава непроменена, въпреки високия разход на енергия, причинен от слънчевата радиация.

Ядрените реакции са основният източник на слънчева енергия. Една от най-вероятните ядрени реакции, наречена протон-протон, включва превръщането на четири водородни ядра (протони) в хелиево ядро. При ядрени трансформации се отделя голямо количество енергия, която прониква до слънчевата повърхност и се излъчва в световното пространство.

Енергията на излъчване може да се изчисли по добре познатата формула на Айнщайн: Е = mc 2,където E -енергия; T -маса и c е скоростта на светлината в празнотата. Масата на водородното ядро ​​е 1,008 (атомни единици за маса), така че масата на 4 протона е 4 1,008 = 4,032 а. Яжте.Масата на образуваното хелиево ядро ​​е 4,004 а. Яжте.Намаляване на масата на водорода с 0,028 а. Яжте.(това е 5 * 10 -26 g) води до освобождаване на енергия, равна на:

Общата радиационна мощност на Слънцето е 5 * 10 23 литра. с. Поради радиацията Слънцето губи 4 милиона. Tвещества в секунда.

Слънцето също е източник на радиовълни. Общата мощност на радио излъчване от Слънцето в дължина на вълната варира от 8 ммдо 15 ммалък. Такова радио излъчване от "тихото" Слънце идва от хромосферата и короната и е топлинно излъчване. Когато петна, факли и изпъкналости се появяват на Слънцето в голям брой, силата на радио излъчване се увеличава хиляди пъти. Особено големи изблици на радиоизлъчване от „нарушеното“ Слънце се появяват по време на периоди на силни изригвания в неговата хромосфера.

СПЕКТРАЛНА КЛАСИФИКАЦИЯ И ФИЗИЧЕСКА ПРИРОДА НА ЗВЕЗДИТЕ

Различна и важна информация за физическата природа на звездите, която е достъпна за съвременната астрономия, е получена от изследването на излъчваната от тях светлина. Изследването на природата на светлината се извършва чрез методи на фотометрия и спектрален анализ.

В средата на 19 век френският философ-идеалист Огюст Конт твърди, че химическият състав на небесните тела завинаги ще остане неизвестен за науката. Въпреки това, скоро химическите елементи, известни на Земята, бяха открити чрез методи на спектрален анализ на Слънцето и звездите.

В днешно време изследването на спектрите дава възможност не само да се установи химическия състав на звездите, но и да се измерят техните температури, светимост, диаметри, маси, плътност, въртене и транслационни скорости, както и да се определят разстоянията до тези далечни звезди. звезди, чиито тригонометрични паралакси са недостъпни поради своята малка.за измервания.

Физическа природазвездите са много различни и следователно техните спектри са много разнообразни. Звездите, подобно на Слънцето, имат непрекъснати спектри, пресечени от тъмни абсорбционни линии и това доказва, че всяка звезда е с нажежаема жичка газово тялодава непрекъснат спектър и е заобиколен от по-студена атмосфера.

Линиите на звездните спектри се идентифицират с линиите на химичните елементи, познати на Земята, което служи като доказателство за материалното единство на Вселената. Всички звезди са съставени от едни и същи химични елементи, главно водород и хелий.

Причината за голямата разлика в звездните спектри се определя не толкова от разликата в химичния състав на звездите, колкото от различната степен на йонизация на материята в звездните атмосфери, която се определя основно от температурата. Съвременната класификация на звездните спектри, създадена в Харвардската обсерватория (САЩ) въз основа на резултатите от изследването на повече от 200 000 звезди, се основава на идентифициране на принадлежността на абсорбционните линии към известни химични елементи и оценка на техния относителен интензитет.

С цялото разнообразие от звездни спектри, те могат да бъдат комбинирани в малък брой класове, съдържащи сходни характеристики и постепенно преминаващи един в друг с образуването на непрекъсната серия. Основните класове на Харвардската класификация са обозначени с буквите на латинската азбука O, Б, А, Ф , Г , К, М,образувайки серия, съответстваща на понижаване на звездните температури. За детайлизиране на спектралните показатели във всеки клас се въвеждат десетични подразделения, обозначени с числа. Обозначението A0 съответства на типичния спектър на класа А; A5 означава спектър между степени Аи Ф ; A9 - спектър, много по-близък до F0 , отколкото до A0.

Таблицата изброява характеристиките на спектрите, съответните им температури и типичните звезди за всеки от спектралните класове.

Спектрален клас	Характеристика на абсорбционния спектър	Повърхностна температура	Типични звезди
0	йонизирани хелиеви линии,	35 000 °	ДА СЕОрпона
(сини звезди)	азот, кислород и силиций
V	Хелий и водородни линии	25000 °	Спика
(много яко
звезди)
А	Водородните линии имат мак	10000 °	Сирич
(бели звезди)	максимална интензивност. За
линии на йонизирани
калций. Появяват се слабите
метални абсорбционни линии
Р	Водородните линии отслабват.	7500 °	Prots: той
(жълтеникави звезди)	Интензивните линии са неутрални
th и йонизиран калций.
Метални линии постепенно
засилват се
0	Водородните линии са още повече	6000 °	солено
(жълти звезди)	отслабвам. Многобройни
метални абсорбционни линии
ДА СЕ	Металните линии са много интензивни	4500 °	Arct-u-r
(оранжеви звезди)	sivny. Интензивна ивица при въглища
водород CH. Слаби линии
абсорбция на титанов оксид Tiug
М	Линии от неутрални метали	3500°	Бетел.
(червени звезди)	много силен. Интензивно от	гейза
абсорбционни ленти на молекулни
връзки

В допълнение към основните спектрални класове има допълнителни класове R , Н, Сняколко звезди с температури под 3000°.

Температурите, дадени в таблицата, се отнасят за повърхностните слоеве на звездите, в техните недра преобладават температури от порядъка на 10-30 милиона градуса. Високата температура осигурява възникването на спонтанни ядрени реакции, тоест процесите, разгледани по-рано.

Цветът на звездата зависи от нейната температура. Студените звезди излъчват предимно дълги вълни, съответстващи на червената част на спектъра, докато горещите, на къси вълни, представени от виолетовата част на спектъра.

Човешкото око е най-податливо на жълто-зелени лъчи, иобикновена фотографска плака - към сините и виолетовите лъчи на спектъра. В резултат на това при наблюдение на звезди чрез визуални и фотографски методи се получават различни звездни величини за една и съща звезда.

В астрономията цветът се измерва чрез сравняване на величините на звезда, определени визуално и от снимки, и оценени чрез нейния цветови индекс, който е разликата между фотографските и визуалните величини на звезда:

Условно се смята, че за звезди от спектрален тип А 0 цветен индекс е равен на куршум. Цветовият индекс на по-студените звезди е положителна стойност, тъй като те излъчват интензивно на дълги вълни, към които окото е най-чувствително. Цветовият индекс на горещите звезди е отрицателен, тъй като излъчването им е предимно късовълново, а фотографската плоча е най-податлива на сини и виолетови лъчи.

Връзките между цветните индекси и спектрите на звездите се установяват емпирично. Съставя се таблица, от която според цветния индекс на звезда приблизително се определя нейният спектрален клас.

Основните фактори, които определят количеството излъчвана енергия, са температурата и площта на излъчващата повърхност на звездата. Изследването на сингулярностите на звездите доведе до разделянето им на две характерни групи: гигантски звезди и звезди джуджета. Гигантските звезди имат висока осветеност и голяма радиационна площ (голям обем), но имат ниска плътност на материята. Звездите джуджета се характеризират с ниска осветеност, малък обем и значителна плътност на материята.

Разликата между гиганти и джуджета е най-силно изразена при звезди от спектрални типове Ми ДА СЕ,в които разликата в осветеността достига 9 m_ 10 m, тоест червените гиганти са 5-10 хиляди пъти по-ярки от червените джуджета. В жълтеникави и жълти звезди от класовете F и G, наред с гиганти и джуджета, има и множество звезди с междинна светимост.

За да се характеризира светимостта на звездите, пред главната буква на техния спектрален тип се изписват допълнително малки букви: g за звезди-гиганти и d за звезди джуджета. Capella gG0 - гигант от клас G0, Sun dG 3 - джудже от клас G 3 и т.н.

СЪВРЕМЕННИ КОНЦЕПЦИИ ЗА ПРОИЗХОД И ЕВОЛЮЦИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ

Разделът от астрономията, който изучава произхода и развитието на небесните тела, се нарича космогония. Космогонията изучава процесите на промяна във формите на космическата материя, водещи до образуването на отделни небесни тела и техните системи, и посоката на последващата им еволюция. Космогоничните изследвания водят и до решаване на проблеми като появата на химични елементи и космически лъчи, появата на магнитни полета и източници на радиоизлъчване.

Решаването на космогоничните проблеми е свързано с големи трудности, тъй като появата и развитието на небесните тела става толкова бавно, че е невъзможно да се проследят тези процеси чрез пряко наблюдение; времето на хода на космическите събития е толкова дълго, че цялата история на астрономията в сравнение с тяхната продължителност изглежда миг. Следователно, космогонията, сравнявайки едновременно наблюдаваните физически свойства на небесните тела, установява характерните особености на последователните етапи от тяхното развитие.

Липсата на действителни данни води до необходимостта от формализиране на резултатите от космогоничните изследвания под формата на хипотези, т.е. научни предположения, основани на наблюдения, теоретични изчисления и основните природни закони. По-нататъшното развитие на хипотезата показва доколко тя съответства на природните закони и количествената оценка на предсказаните от нея факти.

Изводите на космогонията, водещи до утвърждаване на материалното единство на Вселената, закономерностите на протичащите в нея процеси и причинно-следствената връзка на всички наблюдавани явления имат дълбок философски смисъл и служат като обосновка на научния материалистичен мироглед.

Появата и еволюцията на звездите е централният проблем на космогонията.

В наблюдаваната картина на структурата на Галактиката се извършва разпределението на звездите по тяхната възраст. В допълнение към кълбовидните и отворени звездни купове, Галактиката съдържа специални групи звезди, които са хомогенни по своите физически характеристики. Те бяха открити от акад. V.A. Амбарцумян и назовани звездни асоциации. Звездните асоциации са нестабилни образувания, тъй като съставляващите ги звезди се разпръскват в различни посоки с висока скорост. Това определя бързия темп на тяхното разпадане и кратката продължителност на тяхното съществуване, която не надвишава няколко милиона години. Следователно присъствието на звезди в асоциацията показва скорошната им поява, тъй като те все още не са успели да напуснат асоциацията и да се смесят с околните звезди.

Изследването на звездните асоциации е ръководено от акад. V.A. Амбарцумян заключи, че звездите на Галактиката не са възникнали едновременно, че образуването на звезди е незавършен процес, който продължава и в момента, и че звездните асоциации са онези места в Галактиката, в които е станало групово образуване на звезди.

В съвременната космогония има две гледни точки по въпроса за произхода на звездите: 1) звездите възникват при разпадането на свръхплътни тела, което води до намаляване на плътността на материята, и 2) звездите се образуват в резултат на гравитационна кондензация на разпръсната материя, придружена от увеличаване на нейната плътност. Резултатите от наблюденията обаче не позволяват в момента да се даде предпочитание на нито един от тях.

Според хипотезата, предложена от акад. В. А. Амбарцумян, звездите се образуват от свръхплътна предзвездна материя, изхвърлена по време на експлозии в галактическите ядра. Галактическите ядра съдържат малки тела, много порядки по-големи по маса от звездите, различни по своята физическа природа от звездите и дифузната материя. Тези свръхплътни тела, очевидно, представляват нова форма на материя, непозната на съвременната наука. Разпадането на свръхплътните тела – протозвезди води в бъдеще до едновременно образуване на звездни групи – асоциации. Въпреки това, V.A. Амбарцумян не разглежда механизма на трансформация на протозвездите в звездни групи и купове.

Хипотезата за произхода на звездите от дифузна материя е разработена от някои американски учени и други астрономи. Компресирането на разредена газопрахова среда под действието на гравитационните сили и магнитното поле на Галактиката води до образуването на отделни бучки, които са протозвезди – глобули. Продължаващото свиване на протозвездата води до повишаване на налягането и температурата във вените. Когато температурата в центъра на протозвездата достигне няколко милиона градуса, там започват термоядрени реакции, превръщащи водорода в хелий, придружени от освобождаване Голям бройенергия.

От този момент нататък свиването на протозвездата спира, тъй като гравитационните сили се балансират от налягането на газа и светлината, сравнително скоро протозвездата се превръща в звезда основна последователностдиаграми спектър-светимост. Периодът на образуване на звезда от дифузна материя зависи от масата на първоначалното удебеляване и продължава не повече от 100 милиона години.

В главната последователност звездата прекарва по-голямата част от времето си, докато водородът в централната й част „изгори“. За звезда с маса, равна на тази на Слънцето, това време е около 10 милиарда години. Масивните горещи звезди излъчват толкова много енергия, че техният водород е достатъчен само за няколко милиона години. По време на престоя си в главната последователност звездата запазва почти непроменен радиус, повърхностна температура и осветеност.

Когато изгарянето на водорода в ядрото на звездата приключи, налягането отвътре вече не може да балансира гравитацията и ядрото на звездата започва да се свива. Свиването на сърцевината е придружено от повишаване на температурата. Увеличаващата се радиация разширява обвивката на звездата и увеличава нейната светимост. По-нататъшната еволюция на звездата зависи от нейната маса. Повечето учени смятат, че звездите с малка маса, сравнима със слънцето, се превръщат в бели джуджета.

Еволюцията на звезда в случай на появата й в резултат на разпадането на свръхплътна протозвезда би трябвало да има различен характер, тъй като след образуването на звезда част от свръхплътната предзвездна материя все още се задържа в нейната вътрешност. Неговото присъствие може да се докаже например чрез рязка промяна в яркостта на пламтящи неправилни променливи звезди. Процесът на изригване наподобява експлозия и може да се обясни с отстраняването на предзвездната материя от вътрешността на звездата към нейната повърхност, придружено от отделянето на големи количества егерги.

При всякакъв характер на еволюцията се случва промяна в химичния състав на звезда в резултат на образуването на по-тежки химически елементи в нейната вътрешност.

В хода на своята еволюция звездата непрекъснато губи маса не само поради радиация, но и чрез разпръскване на материята на своята атмосфера, която е един от източниците за попълване на междузвездната дифузна материя.

ОПРЕДЕЛЯНЕ НА РАЗстояния и размери на галактиките

През втората половина на 18 век, освен звездите, в небето се виждат много неподвижни мъгливи петна – мъглявини. Природата на повечето от тях остава спорна за дълго време. Едва в средата на 20-те години на нашия век стана ясно, че повечето от тях са грандиозни звездни системи, сравними по размер с нашата Галактика. Следователно те се наричат ​​галактики.

Съвкупността от всички галактики съставлява най-голямата система, известна ни, наречена Метагалактика. Все още не сме стигнали до границите му и не се знае дали има център.

Този проблем беше кардинален за изясняване на въпроса за природата на такива мъгливи петна и тяхното място във Вселената, чийто център човекът се премести от Земята първо към Слънцето, а след това към центъра на нашата Галактика.

До средата XxВ продължение на векове мнозина са смятали галактиките за малки обекти в нашата Галактика, заедно със звездни купове и газови мъглявини. Дори през 20-те години на миналия век се смяташе, че това са лещи, състоящи се от прах и осветени отвътре от една ярка звезда в центъра им. Начинът за определяне на разстоянието е открит от служителите на Харвардската обсерватория, а след това от Лундмарк и Хъбъл. Първият от тях установи, че в Магелановите облаци, които приличат на късчета от Млечния път, има много цефеиди - периодични променливи звезди, в които периодът на промяна в яркостта нараства с видимата им яркост. Около Магелановите облаци цефеидите практически не се виждаха и беше ясно, че тяхната привидна концентрация в облаците е резултат от пространствената концентрация на цефеидите в тях, а разликите в тяхната видима яркост съответстват на разликите в истинския им светлинен интензитет - в осветеност. Така е открито най-важното свойство на цефеидите, което се оказва вярно навсякъде, а именно съществуването на връзката период-светимост. След като установи (с трудност поради отдалечеността им от нас) светимостите на най-близките цефеиди от различни периоди, беше възможно чрез сравнение на тяхната видима яркост в нашата Галактика и в Магелановите облаци да се установи колко пъти последните са по-далеч от ни от най-близките до нас цефеиди. Оказа се, че Магелановите облаци са извън нашата Галактика. Техният линеен размер, определен от видимия ъглов размер и сега известното разстояние, се оказа няколко пъти по-малък от нашата Галактика, но въпреки това те представляват гигантски звездни системи.Те съдържат милиони звезди, газови мъглявини и стотици звездни купове, подобни на нашите. Магелановите облаци бяха първите системи, открити извън нашата Галактика. Но те имат неправилна бучка форма и това все още не казва нищо за природата на най-интересните спирални мъглявини.

Само в най-близките до нас галактики е възможно да разпознаем цефеидите сред най-ярките звезди и след като определим техните периоди, да намерим разстоянието им по-точно, отколкото от новите звезди.

През 1924 г. Лундмарк и Вирц откриват от малък брой радиални скорости, вече измерени спектрално (според принципа на Доплер-Физо), че галактиките се отдалечават от нас във всички посоки и толкова по-бързо са от нас. Скоростта на това отстраняване е определена от Хъбъл около 1930 г. при 550 km/s за всеки мегапарсек разстояние и затова откриването на червеното отместване обикновено се приписва на него. Непрекъснатите тестове на ефекта, главно чрез увеличаване на скалата на разстоянието до най-близките галактики, досега доведоха константата на Хъбъл до стойности от около 50 km/(s Mpc), но повечето астрофизици все още предпочитат да използват по-ранната дефиниция за Ho. = 75 km / (s Mpc ), може би в очакване на вълната от нови резултати да отшуми, вариращи между 100 и 50 km / (s Mpc).

Структура и свойства на галактиките

Тези параметри са най-важните характеристики на звездните системи.

Масите на отделните галактики се установяват чрез определяне на тяхната крива на въртене, която в централната област е близка до твърда; тогава има постепенен преход към въртене според закона на Кеплер, когато разстоянията от централната маса са вече големи, плътността около точката е малка и масата на външната област е сравнително малка. Кривите на въртене се получават чрез оптичния метод, поставяйки процепа на спектрографа по видимата основна ос на изображението на галактиката и толкова по-успешен е, колкото по-близо е равнината на нейното въртене до зрителната линия. Измерванията са ограничени до централната, ярка част на галактиката и дават само долната граница на нейната маса.

Подробна интерпретация на кривата на въртене n, определянето на разпределението на плътността p вътре в галактиката от нея изисква допълнително усъвършенстване. За да направите това, е необходимо да приемете модел на галактиката: плосък или модел под формата на нехомогенен сфероид, в който повърхностите с постоянна плътност са подобни сфероиди или дори по-сложна форма.

Масите на планарните системи започват от около 10 ^ 11 (на степен 11) Â и намаляват до масите на звезден куп.

където V е кръговата скорост в кривата на Кеплер;

R е радиусът; G - гравитационна сила.

Масите на елиптичните и масите на спиралните галактики могат да бъдат отцепени в случай на двойки - двойни галактики, при които разликата в глобалните скорости може да се приеме, че е равна на орбиталната скорост, както при спектроскопичните двойни звезди. Въпреки това, ъгълът на орбиталния наклон остава неизвестен тук и кривата на скоростта не може да бъде определена. Получаваме само долната граница на сбора от масите на две галактики, както в случая на спектроскопичните двоични.

Редица свързани въпроси бяха подчертани по-горе, но трябва да се добавят много повече.

Оказа се, че формата на спиралните рамена е в добро съответствие с логаритмичната спирала

r = r (0) exp (ca),

където a = pj: 180 и c = ctgm, или

lg r = lg r (0) + ccj,

където с= (p / 180) * log e = 0,00758.

Тук m е характерният ъгъл между радиус вектора на точката на спиралата и допирателната към нея. Разбира се, това се отнася до истинската форма на клоните в тяхната равнина, а не до формата, изкривена от проекцията. Средно m = 73 ° и варира между 54-86 °. Първата стойност съответства на широко отворени клони, втората се отнася до спирали, приближаващи се до кръг.

Случва се клоните да имат малко по-различни форми. Има галактики с три или четири разклонения и такива, които имат вътрешни и външни разклонения, или „многоръки“. По-скоро при последното клоните не са плътни, а се състоят от дъги, които не са свързани помежду си. Дву- и дори тристепенни спирални галактики свидетелстват за сложността на тези природни явления. По-рано Хъбъл откри, че има галактики с "напречна греда" - на английски "bar" - в центъра на която се намира тяхното ядро, и спирални разклонения се разклоняват от краищата на лентата, но има и такива, в които се разклоняват разклонява се от средата на лентата; последните са трудни за теорията, че клоните „изтичат” от бара. Открит е газов поток от ядрото по прът със скорости до 100 km / s. В областта на спиралните разклонения в повечето случаи въртенето е близко до твърдо, а точката на огъване на кривата на въртене се намира там, където клоните вече не могат да бъдат проследени, въпреки че луминесценцията на системата все още е далеч. Често клоните не се разклоняват от шината, а от периферията на пръстена, за който прътът е диаметърът.

Много дебати предизвика въпросът за посоката на въртене на галактиките - дали тя върви по такъв начин, че клоните да се "плъзгат" или, обратно, да се "отвиват". Това е важно за теорията за техния произход. Тежестта на въпроса беше изгладена, когато бяха открити галактики, които едновременно имаха разклонения в противоположни посоки, т.е. едни "влачене", други "развиване". Ако въртенето е почти твърдо, тогава няма пречка за появата на клони с всякаква форма.

Хъбъл въведе обозначенията за прости спирали - S, за „кръстосани спирали“ (с лента) - SB. За междинни форми (много къса лента) бяха въведени обозначенията SAB или др. Той определи неправилните галактики като I или Ir, но има две разновидности от тях. Елиптичните галактики на Хъбъл са обозначени с буквата E с добавяне на число от 1 до 7, което показва степента на компресия, определена от съотношението

където аи б - видими диаметри (обикновено изкривени от проекцията за нас). Тогава той открива "лещовидни" галактики с "издутина" (голямо ядро), заобиколен от диск, в който няма спирали. Той ги обозначи като S0. По-нататъшни наблюдения показаха, че класификацията на Хъбъл не отразява цялото разнообразие от съществуващи форми и свойства на галактиките и бяха предложени няколко други класификации, които „изостаха от живота“ още по-бързо и няма да се спираме на тях.

Хъбъл въведе следните важни допълнения. Сега те трябва да дадат различно, по-дълбоко значение, отколкото Хъбъл беше очаквал. Аморфните, безструктурни спираловидни рамена, които не съдържат свръхгиганти и са бедни на газ, са маркирани с префикса a (Sa). Много буни клони с много горещи гигантски звезди и богати на газообразни мъглявини са с префикс (Sс), а спиралите от междинен тип са маркирани с префикса b (Sb). Такъв е M 31 (Sb), а M 33 е Sс. Нашата Галактика може да бъде от типа Sbc - междинна спирала. Sс ядрата са много по-малки от тези на Sb. Но Sa, противно на мнението на Хъбъл, те са различни.

След много опити теоретично да се обясни съществуването на спирални галактики при наличие на не строго въртене на твърдо тяло, теорията, чиито основи са положени от Лин и Шу през 60-те години, стана много популярна.

Голям интерес представлява познанието за това как галактиките са разпределени в светимости, което до известна степен отразява тяхното разпределение по маса, тъй като при същия състав на звездите, включени в тях, масата е пропорционална на светимостта. Това положение е по-оправдано за галактики от същия тип, особено за елипсовидни, които нямат голяма разлика в структурата или цвета. Но отначало те се опитаха да получат обща картина за всички видове галактики заедно, а след това изглеждаше, че галактиките джуджета с абсолютна величина М = - 16 (на степен m) и по-малко е малко. Но след това те откриха доста много бледи и малки галактики в близост до нашата Галактика.

Пространствената структура на галактиките E и S0 може да бъде намерена чрез изчисляване на пространствените плътности като функция на радиуса от резултатите от прецизна фотометрия на тяхната повърхностна яркост. Яркостта, измерена в точки по видимия радиус, се създава от излъчването на всички звезди, разположени на нашата зрителна линия - върху хордите на сфероида. Възможно е превключване от яркост в проекция, при условие че има централна симетрия, към обемна яркост.

Структурата на Метагалактиката, клъстери.

Отделните галактики често се комбинират в двойки системи, сравними една с друга или се състоят от една голяма галактика и един или дори няколко спътника с по-ниска осветеност, размер и маса.

Можете също да видите няколко групи галактики. Някои от тях, по-често някои от техните членове, са просто произволни проекции на галактики, разположени по-близо или по-далеч. Най-близките двойки и групи с членове, които със сигурност са физически свързани помежду си, са взаимодействащи системи - гнезда и вериги от системи.

И накрая, има купове от галактики, както бедни, така и разпръснати, и богати, концентрирани към центъра на куп от стотици и много хиляди галактики.

Полагат се много усилия, за да се намерят купове от галактики - системи, които биха станали единици от по-висок порядък като „тухли“ на Метагалактиката. Истинско съществуваневсе още не са доказани

Куповете са силно доминирани от елиптични E и лещовидни галактики S0, а в общото поле между тях има множество спирали.

Двойни галактики.Холмберг в Швеция състави каталог от около 8007 двойни и множествени галактики, но, за съжаление, той не отговаря на съвременните изисквания. Във всеки случай хипотезата на Холмберг, че двойните галактики възникват в резултат на гравитационно улавяне, трябва да бъде изоставена. Според съвременните схващания, двойки, групи и купове галактики като такива са възникнали в ранните етапи на тяхното формиране.

И. Д. Караченцев въвежда концепцията за изолирани галактики, видимото разстояние между които е пет или повече пъти по-малко от разстоянието до друга най-близка галактика, и съставя каталог от 603 двойки.

Трябва да се отбележи, че във всеки каталог на такива галактики няма информация за разстоянието от нас до всеки компонент и следователно няма сигурност за реалната близост на техните компоненти един до друг. Затова И. Д. Караченцев и други астрономи работиха усилено, за да определят червеното отместване на компонентите. От тях те намират и разликите в скоростите на компонентите, които помагат да се оцени масата на системите и съотношението на тяхната маса към светимост.

Масата на двойка галактики е пропорционална на квадрата на разликата в техните скорости (приема се, че движението им е орбитално) и разстоянието между компонентите. Но ние не знаем наклона към зрителната линия на орбитата и дължината на линията, свързваща компонентите, и затова използваме техните средни, най-вероятни стойности. Пейдж в САЩ, който получи скоростите на много двойки, показа, че масите, определени по този метод, са с порядък по-големи от масите, които биха могли да бъдат намерени при изследване на въртенето на галактиките или дисперсията на скоростите в тях. По-точните измервания на скоростите в SAO с 6-метров телескоп премахват тази разлика в определянето на масите. Половината от „изолираните двойки“ са съставени от взаимодействащи галактики. Според Уайт типичният орбитален период по двойки е 200 10 6 години, а типичното разстояние между тях е около 40 kpc. До 15% от всички галактики са по двойки, но все още е трудно да се определи процентът на оптичните двойки поради произволна проекция. Експериментите на И.Д. Караченцева и А. Л. Щербановски показаха с помощта на компютър, че има само около 10% оптични двойки, но този брой зависи от условията за дефиниране на понятието дуалност.

Групи.Холмберг отдели тройни и множество галактики от полето. Без значение как ги дефинирате, броят на обектите намалява бързо с прехода към нарастваща множественост. От друга страна се разграничават групи от галактики; например, Vaucouleur даде списък с 54 групи и техните членове. Но тези много големи групи съдържат до десетки членове, преминаващи вероятно в бедни клъстери, бедните групи преминават в богати, състоящи се от стотици, а може би и десетки хиляди членове. За почти никоя от групите, дори и малка, няма информация за радиалната скорост на всеки член. От няколко данни често може да се заключи, че чрез прилагане на вириалната теорема ще получим положителна енергия, показваща, че групата е нестабилна. В. А. Амбарцумян тълкува това като знак за младост на такива групи и ги счита за млади.

Други астрономи не са съгласни с него и вярват, че всички групи трябва да са стабилни, а това изисква по-голяма маса членове при дадени скорости; затова говорят за „скрита маса”. Групите на Vaucouleur съдържат, до известна степен, галактики, проектирани само върху групата. Я. Е. Ейнасто вярва, че гигантските галактики имат огромен ореол (като M 87) и те представляват „скритата маса“. Въпреки това, колкото повече членове в системата, толкова повече трябва да бъде "латентната маса", така че приносът на короната ще бъде напълно недостатъчен, но астрономите не вярват в разпространението на короната и в общ проблемстабилността на групите и съществуването на "скрити маси" все още не са решени.

Най-безспорните и най-интересни групи са гнездата на взаимодействащи си галактики; сред последните, Стефан квинтет от пет галактики е сред най-малко пренаселените. Но в него, както във веригата VV 172 и някои други, има член с необичайно червено изместване. Арп предполага, че такива групи са изхвърлени от големи галактики.

Купове от галактики.Най-близкият клъстер от галактики, по-скоро техният облак, който включва множество големи и ярки спирали, съдържащи газ и прах, е на 12 Mpc от нас и се намира в купа Дева. Подобен близък облак има и в Голямата мечка. Всяка от тях съдържа стотици галактики. Но по-голям интерес представляват богатите кълбовидни купове от галактики, концентриращи се към центъра им. Най-близката от тях - в Косата на Вероника, на разстояние 70 Mpc от нас, съдържа, с малки изключения, елиптична E и лещовидна галактика S0, в която или изобщо няма газ, или има малко. Броят на галактиките в куповете от този „правилен“ тип е установен само до някаква ограничаваща видима величина. Най-ярките членове на редовните купове са гигантски галактики и неизменността на тези стойности се използва за оценка на разстоянието до много далечни купове, определянето на червеното отместване на които е невъзможно по технически причини. Zwicky записа клъстери с най-малко 50 видими члена. Най-близките до нас големи, концентрирани клъстери имат повече от 10 000 членове. Установяването на принадлежност към група от отделни членове чрез червено изместване с голям брой членове е изключително трудно. Членовете на клъстера се изчисляват като функция на разстоянието от центъра чрез изваждане от плътността на галактиките на купа плътността на близките небесни фонови галактики. Така беше установено, че при богати правилни клъстери ходът на плътността на числата в областта е подобен на хода на броя на частиците в изотермична газова сфера като функция на разстоянието от центъра.

Вземайки по-широки квартали, Л. С. Шаров показа наличието на плътно ядро ​​и обширна корона в галактическите купове; освен това има отделяне на някои видове галактики, например, по-концентрирани към центъра. Най-голямото числочервени измествания (около 50), измерени в клъстера Кома. В такива случаи масата може да бъде оценена от дисперсията на скоростите на члена; тя може също да бъде оценена от функцията на светимост на галактиките в куп, като се нормализира и се знае връзката между осветеността и масата за елипсовидни галактики. Масите на богатите клъстери са 10 14 слънчеви маси (или повече).

РК Шахбазян откри неочакван компактен клъстер. Оказа се, че се състои от дузина компактни галактики. Разстоянието до него е 700 Me, а размерът е само 350X180 kpc. Дисперсията на радиалните скорости в него е необяснимо малка: 62 km/s. Тогава Шахбазян и Петросян откриха десетки подобни клъстери в Бюракан, но те все още не са проучени.

Много е трудно да се разграничат членовете на джуджета в клъстери, по-специално, разпръснати бедни сфероидни галактики като Fornax и Sculptor, тъй като последните са слабо видими поради ниската повърхностна яркост, докато други са трудни за разграничаване от галактиките в далечния фон. Каталогът на такива галактики от типа Скулптор е съставен и проучен от Б . Е. Караченцова.

Дългосрочните търсения доведоха до заключението, че само няколко купа имат изключително слабо общо сияние, вероятно създадено от галактики джуджета. От друга страна, в тях се разпръсква малко количество прах, който забележимо поглъща светлината.

В клъстерите не е открит неутрален водород, но има радио излъчване, идващо от съществуващия, според хипотезата на B.V. Комберг от горещ газ в короните на гигантските членове на клъстера. Рентгенови лъчи също бяха открити в куповете, особено от радиогалактиката NGC 1275 в купа Персей. Абел откри 2712 много богати клъстера в Паломарския атлас на небето, а Цвики, използвайки същия материал, идентифицира и очерта десетки хиляди клъстери с най-малко 50 члена и ги класифицира накратко.

Тези данни служат като материал за огромен брой опити за откриване на клъстери от клъстери, известни още като суперклъстери. Някои автори не ги виждат, други смятат, че са ги намерили, а трети смятат, че определенията на това понятие са различни. Тези, които вярват, че са открити свръхкупове, намират в състава си само три или четири клъстера, които трябва да се наричат ​​само множествена галактика, докато рангът на клъстерите включва системи, съдържащи поне десетки звезди. Затова авторът смята, че досега не са открити клъстери от клъстери, въпреки че може да съществуват. Неговото мнение очевидно се споделя от Абел, който преди това е идентифицирал такива суперклъстери. Статистически методиизползвани в тези търсения са принудени да разчитат на каталога Zwicky, който дава очертанията на клъстера. Границите дори на простите клъстери са много ненадеждни. Б. И. Фесенко смята, че в подобни произведения се внася силно изкривяване от неотчетеното влияние на буйното междугалактическо поглъщане на светлината в нашата Галактика. Той също така намира за съмнително твърдението на Vaucouleur, че най-близките облаци и клъстери от клъстери (по-близо до 5 Mpc) образуват сплескан суперклъстер с център в купа Дева.

Някои специални случаи на късната еволюция на галактиките

През последните години бяха направени много опити за създаване на модели на звездния състав на галактиките, които да съответстват на наблюдаваните интегрални спектри на ярки (централни) области на спирални и елипсовидни галактики. (Досега не беше възможно да се получат добри спектрограми на слабо светещи, но огромни части от галактики, диск и спирални разклонения.) Моделът трябва да избере такава смес от звезди с различни спектри и светимост, така че, като се има предвид пропорции на техния брой, дава спектър, подобен на наблюдавания. Оказва се, че тези области от галактики трябва да съдържат повече червени джуджета, отколкото звезди близо до Слънцето. Тези модели все още не са напълно перфектни. Следователно, дори ако числените данни на теорията за различните етапи от еволюцията на различните звезди са верни, изчисленията на еволюцията на общия звезден състав на галактиките все още не могат да бъдат проверени с увереност. В. А. Амбарцумян, сравнявайки очевидната нестабилност на малки групи и купове от галактики със съществуването на ядрена активност, стигна до идеята за възможността за ранно фрагментиране на предзвездната материя, нейното превръщане в разсейващи системи от звезди в асоциации и галактики в групи . Той смята, че подобно разпръскване на материята вместо кондензация се случва в съвременната епоха.

По-често срещана е идеята за кондензация на дифузна материя в звезди, която се връща към хипотезата на Хершел. През последните години тази хипотеза се разви в теорията за образуването на звезди по време на движението на ударна вълна на компресия в газ. Образуването на звезди в нашата ера е свързано с наличието на млади горещи звезди в областта на движение и компресия на студени газове с прах. Но самите системи на галактиките принадлежат към много стара епоха от еволюцията на Метагалактиката и се счита, че всички групи галактики и техните спътници са възникнали много отдавна.

За разлика от това, изследването на взаимодействието на галактиките доведе автора на този преглед до убеждението, че понякога в периферията на плоските галактики, по-специално в края на спиралния клон, има кондензации на маса и светимост, които са донякъде отделен от спиралния клон и по този начин се превръща от част от спиралната галактика в неин спътник ... Масите им варират от масата на малка област H I I до маса, сравнима с масата на родителската галактика, както например в добре познатата система M51. Приливната теория е готова да припише самото възникване на спирални разклонения на приливите и отливите от вече съществуващ спътник, но повечето от тези спътници са толкова малки по маса, че не са в състояние да създадат необходимите мощни приливни сили. Очевидно фрагментацията се случва както в гнездата, така и във вериги от галактики, които вече трябва да са нестабилни поради ea неговатаформи. В случаите, изследвани през 1980 г., вътрешните скорости на компонентите се оказват изненадващо ниски.

БИБЛИОГРАФИЯ

2. Воронцов-Веляминов Б.А., 1978 - Екстрагалактическа астрономия,

2-роизд. - М .: Наука.

3. Произходът и еволюцията на галактиките и звездите / Изд. С. Б. Пикелнер), Москва: Наука, 1976.

4. Проблеми на съвременната космогония / Изд. В. А. Аябарцумян.-М .: Наука, 1969.

5. Бърбидж Дж., Бърбидж М., 1969 - Квазари. - М .: Мир.

6. Структурата на звездните системи, Изд. П. Н. Холойова.-М.: ИЛ, 1962.

7. Зельдович Л.Б., Новиков И.Д., 1967 - Релативистична астрофизика.- Москва: Наука.

8. Звезди и звездни системи / Под. изд. Д.Я. Мартинова.-М .: 1981

9. Волински B.A., Астрономия.-М .: 1971

Федерална агенция за образование
Държавно образователно заведение за висше професионално образование
"Челябински държавен педагогически университет" (GOU VPO "CSPU")

РЕЗЮМЕ ЗА ПОНЯТИЯТА ЗА СЪВРЕМЕННО ПРИРОДНО НАУКА

Тема: Физическата природа на звездите

Изпълнено от: Rapokhina T.I.
Група 543
Проверено от: В. В. Баркова

Челябинск - 2012г
СЪДЪРЖАНИЕ
Въведение ……………………………………………………………………………………………… 3
Глава 1. Какво е звезда …………………………………………………… 4

Същността на звездите ……………………………………………………… .. .4
Раждането на звездите ………………………………………………………………………………… 7

1.2 Еволюция на звездите ………………………………………………………………………………… 10
1.3 Краят на звездата ……………………………………………………………………… .14
Глава 2. Физическата природа на звездите ………………………………………… ..24
2.1 Осветеност ………………………………………………………………………………… .24
2.2 Температура ……………………………………………………………………… ..… 26
2.3 Спектри и химичен състав на звездите ……………………………. …… …… 27
2.4 Средна звездна плътност ………………………………………………………… .28
2.5 Радиус на звездите ………………………………………………………………………………… .39
2.6 Маса на звездите ………………………………………………………………… 30
Заключение ……………………………………………………………………………… ..32
Литература ………………………………………………………………………………… 33
Приложение ……………………………………………………………………………………………… 34

ВЪВЕДЕНИЕ

Няма нищо по-просто от звезда...
(A.S. Eddington)

От незапомнени времена Човекът се опитва да даде име на предметите и явленията, които го заобикалят. Това важи и за небесните тела. Първо, имената бяха дадени на най-ярките, ясно видими звезди, с течение на времето - и други.
Откриването на звезди, чиято видима яркост се променя с течение на времето, доведе до специални обозначения. Те се обозначават с главни латински букви, последвани от името на съзвездието в генитив. Но първата променлива звезда, открита в съзвездие, не се обозначава с буквата А. Броенето е от буквата R. Следващата звезда е обозначена с буквата S и т.н. Когато всички букви от азбуката са изчерпани, започва нов кръг, тоест след Z се използва отново A. В този случай буквите могат да се удвоят, например "RR". "R Лъв" означава, че това е първата променлива звезда, открита в съзвездието Лъв.
Звездите са ми много интересни, затова реших да напиша есе точно на тази тема.
Звездите са далечни слънца, следователно, изучавайки природата на звездите, ще сравним техните физически характеристики с физическите характеристики на Слънцето.

Глава 1. КАКВО Е ЗВЕЗДА
1.1 СЪЩНОСТ НА ЗВЕЗДИТЕ
При внимателно разглеждане звездата изглежда е светеща точка, понякога с разминаващи се лъчи. Феноменът на лъчите е свързан с особеността на зрението и няма нищо общо с физическата природа на звездата.
Всяка звезда е слънце, далече от нас. Най-близката звезда, Проксима, е 270 000 пъти по-далеч от нас от Слънцето. Най-ярката звезда на небето, Сириус, в съзвездието Canis Major, разположена на разстояние 8x1013 km, има приблизително същата яркост като 100-ватова крушка на разстояние 8 km (с изключение на затихването на светлината в атмосферата ). Но за да може крушката да се види под същия ъгъл, под който се вижда дискът на далечен Сириус, диаметърът й трябва да е равен на 1 мм!
При добра видимост и нормално зрение над хоризонта могат да се видят едновременно около 2500 звезди. 275 звезди имат свои собствени имена, например Алгол, Алдебаран, Антарес, Алтаир, Арктур, Бетелгейзе, Вега, Джема, Дубхе, Канопус (втората най-ярка звезда), Капела, Мизар, Полар (пътеща звезда), Регул, Ригел, Сириус, Спика, Сърцето на Карл, Тайгет, Фомалхаут, Шийт, Етамин, Електра и др.
Въпросът колко звезди има в дадено съзвездие е безсмислен, тъй като му липсва конкретика. За да отговорите, трябва да знаете зрителната острота на наблюдателя, времето, когато се правят наблюдения (яркостта на небето зависи от това), височината на съзвездието (трудно е да се намери слаба звезда близо до хоризонта поради атмосферните условия). затихване на светлината), мястото на наблюдение (в планините атмосферата е по-чиста, по-прозрачна - следователно се виждат повече звезди) и др. Средно има около 60 звезди на съзвездие, наблюдавани с просто око (Млечният път и големите съзвездия имат най-много). Например, в съзвездието Лебед можете да преброите до 150 звезди (районът на Млечния път); а в съзвездието Лъв - само 70. В малкото съзвездие Триъгълник се виждат само 15 звезди.
Ако вземем предвид звездите, които са до 100 пъти по-слаби от най-слабите звезди, все още различими от внимателен наблюдател, тогава средно ще има около 10 000 звезди на съзвездие.
Звездите се различават не само по своята яркост, но и по цвят. Например, Алдебаран (съзвездие Телец), Антарес (Скорпион), Бетелгейз (Орион) и Арктур ​​(Бути) са червени, а Вега (Лира), Регул (Лъв), Спика (Дева) и Сириус (Голямото куче) са бели и синкаво...
Звездите мигат. Това явление е ясно видимо на хоризонта. Трептенето е причинено от оптичната нехомогенност на атмосферата. Преди да стигне до окото на наблюдателя, светлината на звездата пресича множество малки неравности в атмосферата. По своите оптични свойства те са подобни на лещите, които концентрират или разсейват светлината. Непрекъснатото движение на тези лещи е причината за трептенето.
Причината за промяната на цвета по време на трептене е обяснена на фиг. 6, от която се вижда, че синята (c) и червената (k) светлина от една и съща звезда, преди да влезе в окото на наблюдателя (O), пътува неравни пътища в атмосферата. Това е следствие от неравномерното пречупване на синята и червената светлина в атмосферата. Несъответствието в колебанията на яркостта (причинено от различни нередности) води до дисбаланс на цветовете.

Фиг. 6.
За разлика от общата сцинтилация, цветното трептене може да се види само при звезди близо до хоризонта.
За някои звезди, наречени променливи звезди, промените в яркостта настъпват много по-бавно и плавно, отколкото по време на мигане, фиг. 7. Например звездата Алгол (Дявол) в съзвездието Персей променя яркостта си с период от 2867 дни. Причините за "променливостта" на звездите са многобройни. Ако две звезди се въртят наоколо общ центърмаси, то единият от тях може периодично да затваря другия (случаят на Алгол). Освен това някои звезди променят яркостта си по време на пулсация. При други звезди яркостта се променя с експлозии на повърхността. Понякога цялата звезда експлодира (тогава се наблюдава свръхнова, чиято яркост е милиарди пъти по-голяма от тази на слънцето).

Фиг. 7.
Движението на звездите една спрямо друга със скорост от десетки километри в секунда води до постепенна промяна на звездните модели в небето. Въпреки това, продължителността на човешкия живот е твърде кратка, за да бъдат забелязани подобни промени, когато се наблюдават с просто око.

1.2 РАЖДАНЕ НА ЗВЕЗДИ

Съвременната астрономия има голям брой аргументи в полза на твърдението, че звездите се образуват от кондензацията на облаците от газопраховата междузвездна среда. Процесът на образуване на звезди от тази среда продължава и до днес. Изясняването на това обстоятелство е едно от най-големите постижения на съвременната астрономия. Съвсем наскоро се смяташе, че всички звезди са се образували почти едновременно, преди много милиарди години. Сривът на тези метафизични концепции беше улеснен преди всичко от напредъка на наблюдателната астрономия и развитието на теорията за структурата и еволюцията на звездите. В резултат на това стана ясно, че много от наблюдаваните звезди са сравнително млади обекти, а някои от тях са възникнали, когато вече е имало човек на Земята.
Важен аргумент в полза на заключението, че звездите се образуват от междузвездна газопрахова среда, е разположението на групи от очевидно млади звезди (т.нар. „асоциации“) в спиралните ръкави на Галактиката. Въпросът е, че според радиоастрономическите наблюдения междузвездният газ е концентриран главно в спиралните ръкави на галактиките. По-специално, това е така в нашата Галактика. Освен това от подробните „радиоизображения“ на някои близки до нас галактики следва, че най-високата плътност на междузвездния газ се наблюдава във вътрешните (по отношение на центъра на съответната галактика) ръбове на спиралата, която намира естествен обяснение, на чиито подробности няма да се спираме тук. Но именно в тези части на спиралите се наблюдават „зони HH“, т.е. облаци от йонизиран междузвезден газ, чрез методи на оптична астрономия. Причината за йонизацията на такива облаци може да бъде само ултравиолетовото излъчване на масивни горещи звезди, които очевидно са млади обекти.
Централен в проблема за еволюцията на звездите е въпросът за източниците на тяхната енергия. През миналия век и в началото на този век бяха предложени различни хипотези за природата на енергийните източници на Слънцето и звездите. Някои учени, например, вярваха, че източникът на слънчева енергия е непрекъснатото падане на метеори върху повърхността му, други търсят източник в непрекъснатото компресиране на Слънцето. Потенциалната енергия, освободена по време на такъв процес, би могла при определени условия „да премине в радиация. Както ще видим по-долу, този източник на ранен етап от еволюцията на звезда може да бъде доста ефективен, но по никакъв начин не може да осигури излъчването на Слънцето за необходимото време.
Напредъкът в ядрената физика направи възможно решаването на проблема със звездните източници на енергия още в края на тридесетте години на нашия век. Такъв източник са реакциите на термоядрен синтез, протичащи в недрата на звездите при много висока температура, преобладаваща там (около десет милиона градуса).
В резултат на тези реакции, чиято скорост е силно зависима от температурата, протоните се превръщат в хелиеви ядра и освободената енергия бавно "протича" през недрата на звездите и накрая, значително се трансформира, се излъчва в световното пространство . Това е изключително мощен източник. Ако приемем, че първоначално Слънцето се е състояло само от водород, който в резултат на термоядрени реакции напълно се превръща в хелий, тогава освободеното количество енергия ще бъде приблизително 10 52 ерг. Така, за да поддържа радиацията на наблюдаваното ниво в продължение на милиарди години, е достатъчно Слънцето да „използва“ не повече от 10% от първоначалния си запас от водород.
Сега можем да представим картина на еволюцията на звезда, както следва. По някаква причина (има няколко от тях) облак от междузвездна газопрахова среда започна да се кондензира. Доста скоро (разбира се, в астрономически мащаб!), Под въздействието на силите на универсалната гравитация от този облак се образува сравнително плътна, непрозрачна газова сфера. Строго погледнато, тази сфера все още не може да се нарече звезда, тъй като в централните й области температурата е недостатъчна, за да започнат термоядрени реакции. Налягането на газа вътре в топката все още не е в състояние да балансира силите на привличане на отделните му части, така че тя ще бъде непрекъснато компресирана. Някои астрономи по-рано смятаха, че такива протозвезди са наблюдавани в отделни мъглявини под формата на много тъмни компактни образувания, така наречените глобули. Успехите на радиоастрономията обаче принудиха да се откаже от такава доста наивна гледна точка. Обикновено едновременно се образува не една протозвезда, а повече или по-малко многобройна група от тях. По-късно тези групи се превръщат в звездни асоциации и клъстери, добре познати на астрономите. Много е вероятно (на този много ранен етап от еволюцията на звезда около нея да се образуват бучки с по-ниска маса, които след това постепенно да се превръщат в планети.
Когато протозвездата се свива, нейната температура се повишава и значителна част от освободената потенциална енергия се излъчва в околното пространство. Тъй като размерите на свиващата се газова сфера са много големи, излъчването от единица от нейната повърхност ще бъде незначително. Тъй като радиационният поток от единична повърхност е пропорционален на четвъртата степен на температурата (законът на Стефан-Болцман), температурата на повърхностните слоеве на звезда е сравнително ниска, докато нейната светимост е почти същата като тази на обикновена звезда със същата маса. Следователно на диаграмата спектър-светимост такива звезди ще бъдат разположени вдясно от основната последователност, тоест те ще попаднат в областта на червените гиганти или червените джуджета, в зависимост от стойностите на първоначалните им маси.
В бъдеще протозвездата продължава да се свива. Размерът му става по-малък, а температурата на повърхността се повишава, в резултат на което спектърът става все по-ранен. По този начин, движейки се по диаграмата "спектър - осветеност", протозвездата доста бързо ще "седне" на главната последователност. През този период температурата на вътрешността на звездата вече е достатъчна, за да започнат термоядрени реакции там. В този случай налягането на газа вътре в бъдещата звезда балансира привличането и газовата топка спира да се свива. Протозвездата става звезда.

Великолепни стълбове, съставени главно от водороден газ и прах, пораждат новородени звезди в мъглявината Орел.

Снимка: НАСА, ESA, STcI, Джей Хестър и П. Скоуен (Аризонов държавен университет)

1.3 ЕВОЛЮЦИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ
За да преминат през най-ранния етап от своята еволюция, протозвездите се нуждаят от сравнително малко време. Ако, например, масата на протозвезда е по-голяма от слънчевата, това отнема само няколко милиона години, ако е по-малко, няколкостотин милиона години. Тъй като еволюционното време на протозвездите е сравнително кратко, е трудно да се открие тази най-ранна фаза от еволюцията на звездата. Все пак звезди на този етап очевидно се наблюдават. Имаме предвид много интересни звезди Т Телец, обикновено потопени в тъмни мъглявини.
През 5966 г. съвсем неочаквано стана възможно да се наблюдават протозвезди в ранните етапи на тяхната еволюция. Удивлението на радиоастрономите беше голямо, когато при сканиране на небето с дължина на вълната от 18 см, съответстваща на радиолинията OH, бяха открити ярки, изключително компактни (т.е. с малки ъглови размери) източници. Това беше толкова неочаквано, че в началото те отказаха дори да повярват, че такива ярки радиолинии могат да принадлежат на хидроксилната молекула. Предполага се, че тези линии принадлежат на някакво неизвестно вещество, което веднага е получило „подходящото“ име „Мистериум“. „Мистерията“ обаче много скоро споделя съдбата на своите оптични „братя“ – „мъглявина“ и „корона“. Факт е, че в продължение на много десетилетия ярките линии на мъглявините и слънчевата корона не се отъждествяват с никакви известни спектрални линии. Следователно те са били приписвани на определени, непознати на земята, хипотетични елементи - "мъглявина" и "корона". През 1939-1941г. беше убедително показано, че мистериозните "корониеви" линии принадлежат към многократно йонизираните атоми на желязо, никел и калций.
Ако са били необходими десетилетия за „развенчаването“ на „мъглявината“ и „корона“, то няколко седмици след откритието стана ясно, че линиите на „мистерията“ принадлежат на обикновения хидроксил, но само при извънредни условия.
Така източниците на "мистерията" са гигантски естествени космически мазери, работещи на хидроксилна линия с дължина на вълната 18 см. Именно в мазерите (и при оптични и инфрачервени честоти - в лазерите) се постига огромна яркост на линията и нейната спектрална ширината е малка... Както е известно, усилването на излъчването в линиите поради този ефект е възможно, когато средата, в която се разпространява излъчването, се „активира“ по някакъв начин. Това означава, че някакъв енергиен източник на "трета страна" (т.нар. "изпомпване") прави концентрацията на атоми или молекули на първоначалното (горно) ниво аномално висока. Мазер или лазер е невъзможен без постоянна "помпа". Въпросът за естеството на механизма за "изпомпване" на космически мазери все още не е окончателно разрешен. Най-вероятно е обаче доста мощно инфрачервено лъчение да бъде "изпомпано". Друг възможен механизъм за изпомпване могат да бъдат някои химични реакции.
Механизмът на "изпомпването" на тези мазери все още не е напълно ясен, но може да се направи груба представа за физическите условия в облаците, излъчващи линия от 18 см от мазерния механизъм. На първо място се оказва, че тези облаци са доста плътни: 10 8 -10 9 частици и значителна (а може би повечето) част от тях са молекули. Температурата е малко вероятно да надхвърли две хиляди градуса, най-вероятно е около 1000 градуса. Тези свойства са в рязък контраст с тези на дори най-плътните облаци от междузвезден газ. Предвид все още относително малкия размер на облаците, неволно стигаме до заключението, че те по-скоро наподобяват разширената, доста студена атмосфера на свръхгигантски звезди. Изглежда, че тези облаци не са нищо друго освен ранна фазаразвитие на протозвезди, непосредствено след тяхното кондензиране от междузвездната среда. Други факти също подкрепят това твърдение (което авторът на тази книга изрази още през 1966 г.). Млади горещи звезди се виждат в мъглявините, където се наблюдават космически мазери. Следователно наскоро приключи и най-вероятно продължава и до днес процесът на образуване на звезди. Може би най-любопитното е, че както показват радиоастрономическите наблюдения, космическите мазери от този тип са сякаш „потопени“ в малки, много плътни облаци от йонизиран водород. Тези облаци съдържат много космически прах, което ги прави ненаблюдаеми в оптичния обхват. Такива „пашкули“ се йонизират от младата гореща звезда вътре в тях. При изучаването на процесите на образуване на звезди инфрачервената астрономия се оказа много полезна. Всъщност за инфрачервените лъчи междузвездното поглъщане на светлина не е толкова важно.
Вече можем да си представим следната картина: от облака на междузвездната среда чрез кондензацията му се образуват няколко купчини с различни маси, които се развиват в протозвезди. Еволюционната скорост е различна: тя ще бъде по-висока за по-масивни купчини. Следователно, на първо място, най-масивната купа ще се превърне в гореща звезда, докато останалите ще се задържат повече или по-малко дълго на етапа на протозвездата. Наблюдаваме ги като източници на мазерно излъчване в непосредствена близост до "новородена" гореща звезда, която йонизира водорода на "пашкула", който не е кондензирал в бучки. Разбира се, тази груба схема ще бъде допълнително усъвършенствана и, разбира се, ще бъдат направени значителни промени в нея. Но фактът остава: изведнъж се оказа, че за известно време (най-вероятно сравнително кратко време) новородените протозвезди, образно казано, „крещят“ за своето раждане, използвайки най-новите методи на квантовата радиофизика (т.е. мазери).
Веднъж попаднала в главната последователност и спре да гори, звездата излъчва за дълго време, практически без да променя позицията си на диаграмата спектър-светимост. Неговото излъчване се поддържа от термоядрени реакции, протичащи в централните региони. По този начин основната последователност е, като че ли, местоположението на точките на диаграмата на спектъра - осветеност, където звезда (в зависимост от масата си) може да излъчва дълго време и стабилно поради термоядрени реакции. Мястото на звезда в главната последователност се определя от нейната маса. Трябва да се отбележи, че има още един параметър, който определя позицията на равновесна излъчваща звезда на диаграмата спектър-светимост. Този параметър е първоначалният химичен състав на звездата. Ако относителното съдържание на тежки елементи намалее, звездата ще "легне" на диаграмата по-долу. Именно това обстоятелство обяснява наличието на поредица от подджуджета. Както бе споменато по-горе, относителното изобилие от тежки елементи в тези звезди е десетки пъти по-малко, отколкото в звездите от основната последователност.
Времето на пребиваване на звезда в главната последователност се определя от първоначалната й маса. Ако масата е голяма, излъчването на звездата има огромна сила и бързо изчерпва запасите от водородното й „гориво“. Така например звезди от главната последователност с маса няколко десетки пъти по-голяма от слънчевата маса (това са горещи сини гиганти от спектрален тип O) могат постоянно да излъчват, като са в тази последователност само за няколко милиона години, докато звезди с маса, близка до слънчевата, са на главната последователност за 10-15 милиарда години.
"Изгарянето" на водорода (т.е. превръщането му в хелий при термоядрени реакции) се случва само в централните области на звездата. Това се дължи на факта, че звездната материя се смесва само в централните области на звездата, където протичат ядрени реакции, докато външният слон поддържа относителното съдържание на водород непроменено. Тъй като количеството водород в централните области на звездата е ограничено, рано или късно (в зависимост от масата на звездата) той почти напълно ще "изгори" там. Изчисленията показват, че масата и радиусът на централната й област, в която протичат ядрени реакции, постепенно намаляват, докато звездата бавно се движи вдясно на диаграмата на спектъра - осветеност. Този процес е много по-бърз при сравнително масивни звезди.
Какво ще се случи със звезда, когато целият (или почти целият) водород в нейното ядро ​​"изгори"? Тъй като освобождаването на енергия в централните области на звездата спира, температурата и налягането не могат да се поддържат там на нивото, необходимо за противодействие на гравитационната сила, която притиска звездата. Ядрото на звездата ще започне да се свива и температурата й ще се повиши. Образува се много плътна гореща област, състояща се от хелий (в който се е превърнал водородът) с малка примес от по-тежки елементи. Газът в това състояние се нарича "дегенеративен". Има редица интересни свойства. В тази плътна гореща област няма да настъпят ядрени реакции, но те ще протичат доста интензивно в периферията на ядрото, в относително тънък слой. Звездата сякаш "набъбва" и започва да "слиза" от основната последователност, преминавайки в района на червените гиганти. Освен това се оказва, че гигантските звезди с по-малко количество тежки елементи ще имат по-висока осветеност при същия размер.

Еволюция на звезда от клас G, използвайки примера на Слънцето:

1.4 КРАЙ НА ЗВЕЗДАТА
Какво ще се случи със звездите, когато хелий-въглеродната реакция в централните области се изчерпи, както и водородната реакция в тънкия слой, заобикалящ горещото, плътно ядро? Какъв етап от еволюцията ще последва етапа на червения гигант?

Бели джуджета

Съвкупността от данни от наблюдения, както и редица теоретични съображения, показват, че на този етап от еволюцията звезди, чиято маса е по-малка от 1,2 пъти масата на Слънцето, значителна част от тяхната маса, която образува външната им обвивка, е "изхвърлен". Наблюдаваме такъв процес, очевидно, като образуването на така наречените "планетарни мъглявини". След като външната обвивка се отдели от звездата с относително ниска скорост, нейните вътрешни, много горещи слоеве се „откриват“. В този случай отделената обвивка ще се разширява, отдалечавайки се все по-далеч от звездата.
Мощното ултравиолетово лъчение на звездата - ядрото на планетарната мъглявина - ще йонизира атомите в обвивката, възбуждайки тяхното сияние. След няколко десетки хиляди години обвивката ще се разсее и ще остане само малка, много гореща, плътна звезда. Постепенно, доста бавно се охлажда, ще се превърне в бяло джудже.
По този начин белите джуджета сякаш „узряват“ вътре в звездите – червени гиганти – и се „раждат“ след отделянето на външните слоеве на гигантските звезди. В други случаи отделянето на външните слоеве може да се случи не чрез образуването на планетарни мъглявини, а чрез постепенното изтичане на атоми. По един или друг начин белите джуджета, в които целият водород е "изгорял" и ядрените реакции са спрели, очевидно представляват Крайният етапеволюцията на повечето звезди. Логичният извод от това е признаването на генетичната връзка между последните етапи на звездната еволюция и белите джуджета.

Бели джуджета с въглеродна атмосфера

На разстояние 500 светлинни години от Земята в съзвездието Водолей се намира умираща звезда като Слънцето. През последните няколко хиляди години тази звезда е породила мъглявината Хеликс, добре проучена близка планетарна мъглявина. Планетарната мъглявина е обичайният терминален етап на еволюция за звезди от този тип. Това изображение на мъглявината Хеликс от инфрачервената космическа обсерватория показва излъчване, идващо предимно от разширяващите се обвивки от молекулен водород. Прахът, който обикновено се намира в такива мъглявини, също трябва да излъчва интензивно в инфрачервения диапазон. Изглежда обаче отсъства от тази мъглявина. Причината може да се крие в самата централна звезда - бяло джудже. Тази малка, но много гореща звезда излъчва енергия в късовълновия ултравиолетов диапазон и следователно не се вижда в инфрачервени изображения. Астрономите смятат, че с течение на времето тази интензивна ултравиолетова радиация може да е унищожила праха. Очаква се също така Слънцето да премине през етапа на планетарната мъглявина след 5 милиарда години.

На пръв поглед мъглявината Хеликс (или NGC 7293) има проста кръгла форма. Сега обаче стана ясно, че тази добре проучена планетарна мъглявина, генерирана от подобна на слънцето звезда, наближаваща края на живота си, има изненадващо сложна структура. Неговите разширени контури и подобни на комета петна газ и прах са изследвани в изображения от космическия телескоп Хъбъл. Това рязко изображение на мъглявината Хеликс обаче е направено с телескоп с диаметър на лещата само 16 инча (40,6 см), оборудван с камера и набор от широколентови и теснолентови филтри. В цветното композитно изображение могат да се видят интересни структурни детайли, включително синьо-зелени радиални ивици или спици, дълги ~ 1 светлинна година, които правят мъглявината да изглежда като космическо колело на велосипед. Наличието на спиците изглежда показва, че самата мъглявина Хеликс е стара, еволюирала планетарна мъглявина. Мъглявината се намира само на 700 светлинни години от Земята в съзвездието Водолей.

Черни джуджета

Постепенно охлаждайки, те излъчват все по-малко, преминавайки в невидими "черни" джуджета. Те са мъртви, студени звезди с много висока плътност, милиони пъти по-плътни от водата. Размерите им са по-малки от размерите Глобусът, въпреки че масите са сравними с тази на слънцето. Процесът на охлаждане на белите джуджета отнема много стотици милиони години. Така повечето звезди приключват своето съществуване. Въпреки това, краят на живота на сравнително масивни звезди може да бъде много по-драматичен.

Неутронни звезди

Ако масата на свиваща се звезда е повече от 1,4 пъти по-голяма от масата на Слънцето, тогава такава звезда, достигнала етапа на бяло джудже, няма да спре дотук. Гравитационните сили в този случай са много големи, че електроните се притискат в атомните ядра. В резултат на това изотопите се превръщат в неутрони, способни да летят един към друг без никакви празнини. Плътността на неутронните звезди е дори по-голяма от тази на белите джуджета; но ако масата на материала не надвишава 3 слънчеви маси, неутроните, подобно на електроните, са в състояние сами да предотвратят по-нататъшно компресиране. Типичната неутронна звезда е с диаметър само 10 до 15 км, а един кубичен сантиметър от нейното вещество тежи около милиард тона. В допълнение към нечуваната си плътност, неутронните звезди имат още две специални свойства, които позволяват да бъдат открити, въпреки малкия им размер: те са бързо въртене и силно магнитно поле. По принцип всички звезди се въртят, но когато звезда се свива, скоростта й на въртене се увеличава – точно както скейтърът на лед се върти много по-бързо, когато държи ръцете си за себе си. Неутронна звезда прави няколко оборота в секунда. Наред с това изключително бързо въртене, неутронните звезди имат магнитно поле милиони пъти по-силно от това на Земята.

Хъбъл видя самотна неутронна звезда в космоса.

Пулсари

Първите пулсари са открити през 1968 г., когато радиоастрономите откриват редовни сигнали, идващи до нас от четири точки в Галактиката. Учените бяха изумени от факта, че някои природни обекти могат да излъчват радиоимпулси в такъв редовен и бърз ритъм. Отначало обаче за кратко астрономите заподозряха участието на някои мислещи същества, живеещи в дълбините на Галактиката. Но скоро се намери естествено обяснение. В мощното магнитно поле на неутронна звезда спираловидни електрони генерират радиовълни, които се излъчват в тесен лъч като прожектор. Звездата се върти бързо и радиолъчът пресича нашата зрителна линия като фар. Някои пулсари излъчват не само радиовълни, но и светлина, рентгенови и гама лъчи. Периодът на най-бавните пулсари е около четири секунди, а най-бързите са хилядни от секундата. Въртенето на тези неутронни звезди по някаква причина беше още по-ускорено; може би те са част от двоични системи.
Благодарение на проекта за разпределени изчисления [защитен с имейл]през 2012 г. са открити 63 пулсара.

Тъмен пулсар

Свръхнови

Звездите, чиято маса не достига 1,4 слънчеви маси, умират тихо и спокойно. Какво се случва с по-масивните звезди? Как възникват неутронните звезди и черните дупки? Катастрофалната експлозия, която слага край на живота на масивна звезда, е наистина впечатляваща. Това е най-мощното природно явление, което се случва в звездите. За миг се отделя повече енергия, отколкото нашето Слънце е излъчило за 10 милиарда години. Светлинният поток, изпратен от една умираща звезда, е еквивалентен на цяла галактика, но видимата светлина е само малка част от общата енергия. Остатъците от експлодиралата звезда се разпръскват със скорост до 20 000 км в секунда.
Такива грандиозни звездни експлозии се наричат ​​свръхнови. Свръхновите са рядкост. Всяка година от 20 до 30 свръхнови се откриват в други галактики, главно в резултат на систематични търсения. За един век във всяка галактика може да има от един до четири. В нашата собствена Галактика обаче свръхнови не са наблюдавани от 1604 г. Може би са били, но са останали невидими поради голямото количество прах в Млечен път.

Експлозия на свръхнова.

Черни дупки

ОТ звезда с маса, по-голяма от три слънчеви маси и радиус над 8,85 километра, светлината вече не може да избяга от нея в космоса. Изходящият лъч от повърхността се огъва в гравитационното поле толкова много, че се връща обратно на повърхността. Светлинни кванти
и др.................

Яркостта на звездите се изчислява от тяхната абсолютна звездна величина M, която е свързана с видимата звездна величина m чрез съотношенията

M = m + 5 + 51gπ (116)

M = m + 5 - 51гр, (117)

където π е годишният паралакс на звездата, изразен в дъгови секунди (") и r е разстоянието на звездата в парсеки (ps). Абсолютната величина Μ, намерена от формули (116) и (117), принадлежи към същия тип като видимата величина m, тоест може да бъде визуална Μ v, фотографска M pg, фотоелектрична (M v, M in или M v) и т.н. По-специално, абсолютната болометрична величина, характеризираща общата радиация,

M b = M v + b (118)

и може да се изчисли и от видимата болометрична величина

m b = m v + b, (119)

където b е болометричната корекция в зависимост от спектралния тип и класа на светимост на звездата.

Яркостта на L звездите се изразява в яркостта на Слънцето, взета като единица (L = 1), и след това

log L = 0,4 (M - М), (120)

където M е абсолютната звездна величина на Слънцето: визуална M v = +4 m, 79; фотографски M pg - = + 5m, 36; фотоволтаично жълто Μ ν = +4 m 77; фотоволтаично синьо M B = 5 m, 40; болометричен M b = +4 m, 73. Тези величини трябва да се използват при решаването на задачите от този раздел.

Светимостта на звездата, изчислена по формула (120), съответства на формата на абсолютните звездни величини на звездата и Слънцето.

Закон на Стефан-Болцман

може да се използва за определяне на ефективната температура T e само за онези звезди, за които са известни ъгловите диаметри. Ако Ε е количеството енергия, падащо от звезда или Слънце по нормалата до площ от 1 cm 2 от границата на земната атмосфера за 1 s, тогава с ъглов диаметър Δ, изразен в дъгови секунди (" ), температурата

(121)

където σ = 1,354 · 10 -12 cal / (cm 2 · s · deg 4) = 5,70 · 10 -5 erg / (cm2 · s · deg 4) от формула (111) от разликата между болометричните звездни величини на звездата и Слънцето в сравнение със слънчевата константа Ε ~ 2 cal / (cm2 min).

Цветовата температура на Слънцето и звездите, в чийто спектри е известно енергийното разпределение, може да бъде намерена от закона на Виен

Τ = K / λ m, (122)

където λ m е дължината на вълната, съответстваща на максималната енергия, а K е константа в зависимост от мерните единици λ. При измерване на λ в cm K = 0,2898 cm · град, а при измерване на λ в ангстрьоми (Å) K = 2898 · 10 4 Å · град.

С разумна степен на точност цветната температура на звездите се изчислява от техните цветни индекси C и (B-V)

(123)

(124)

Масите на Μ звезди обикновено се изразяват в масите на Слънцето (Μ = 1) и се определят надеждно само за физически двоични (с известен паралакс π) съгласно третия обобщен закон на Кеплер: сумата от масите на компонентите на a двоична звезда

Μ 1 + M 2 = a 3 / P 2, (125)

където Ρ е периодът на въртене на придружаващата звезда около главната звезда (или и двете звезди около общия център на масата), изразен в години, а а е голямата полуос на орбитата на придружаващата звезда в астрономически единици (AU) .

Количеството a в a. Тоест, той се изчислява от ъгловата стойност на голямата полуос a "и паралакса π, получен от наблюдения в дъгови секунди:

a = a "/ π (126)

Ако е известно съотношението на разстоянията a 1 и a 2 на компонентите на двойна звезда от техния общ център на масата, тогава равенството

M 1 / M 2 = a 2 / a 1 (127)

ви позволява да изчислите масата на всеки компонент поотделно.

Линейните радиуси R на звездите винаги се изразяват в радиусите на Слънцето (R = 1) и за звезди с известни ъглови диаметри Δ (в дъгови секунди)

(128)

logΔ = 5,444 - 0,2 m b -2 log T (129)

Линейните радиуси на звездите също се изчисляват по формулите

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

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

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

в която T е температурата на звездата (строго погледнато, ефективна, но ако не е известна, тогава цветната температура).

Тъй като обемите на звездите винаги се изразяват в обемите на Слънцето, те са пропорционални на R 3 и следователно на средната плътност на звездната материя (средна плътност на звезда)

(133)

където ρ е средната плътност на слънчевата материя.

При ρ = 1 средната плътност на звезда се получава в плътностите на слънчевата материя; ако е необходимо да се изчисли ρ в g / cm3, трябва да се вземе ρ = 1,41 g / cm3.

Радиационна мощност на звезда или Слънце

(134)

и всяка втора загуба на маса от радиация се определя от формулата на Айнщайн

(135)

където c = 3 10 10 cm / s е скоростта на светлината, ΔΜ се изразява в грамове в секунда и ε 0 - в ергове в секунда.

Пример 1.Определете ефективната температура и радиуса на звездата Вега (a Lyrae), ако нейният ъглов диаметър е 0 ", 0035, годишният паралакс е 0", 123 и болометричната величина е 0 m, 54. Болометричната звездна величина на Слънцето е -26 m, 84, а слънчевата константа е близка до 2 cal / (cm 2 min).

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

Слънце, m b = - 26m, 84, E = 2 cal / (cm 2 min) = 1/30 cal / (cm 2 s); константа σ = 1,354 x 10 -12 cal / (cm 2 · s · deg 4).

Решение... Нормално падане на единица площ земната повърхностизлъчването на звезда, подобно на слънчевата константа, се изчислява по формулата (111):

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

откъдето E / E = 3,02 · 10 -11,

или Ε = 3,02 · 10 -11 · 1/30 = 1,007 · 10 -12 cal / (cm2 · s).

Според (121), ефективната температура на звездата

Съгласно формула (128), радиусът на Vega

Пример 2.Намерете физическите характеристики на звездата на Сириус (A Canis Major) и нейния спътник според следните наблюдателни данни: видимата жълта величина на Сириус е -1 m, 46, основният й цветен индекс е 0 m, 00, а за звезда спътник, съответно +8 m, 50 и +0 m, 15; паралаксът на звездата е 0", 375; спътникът се върти около Сириус с период от 50 години в орбита с ъглова стойност на голямата полуос 7", 60 и съотношението на разстоянията на двете звезди към общия център на масата е 2,3:1. Абсолютната звездна величина на Слънцето в жълти лъчи се приема за +4 m, 77.

Данни: Сириус, V 1 = - 1 m, 46, (B-V) 1 = 0 m, 00;

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

Слънце, M v = +4 m, 77.

Решение... Според формули (116) и (120), абсолютната звездна величина на Сириус

M v1 = V 1 + 5 + 5 lgp = -1 m, 46 + 5 + 5 lg 0,375 = +1 m, 41 и логаритъмът на неговата светимост

откъдето осветеността L 1 = 22.

Съгласно формула (124), температурата на Сириус

по формулата (132)

и след това радиусът на Сириус R 1 = 1,7, и неговият обем R 1 3 = 1,7 3 = 4,91 (обемът на Слънцето).

Същите формули дават за спътника на Сириус: M v2 = +11 m, 37; L2 = 2,3 · 10 -3; Т2 = 9100°; R2 = 0,022; R23 = 10,6 · 10 -6.

Съгласно формула (126), голямата полуос на орбитата на спътника

чрез (125) сумата от масите на двете звезди

и, съгласно (127), масовото съотношение

откъдето при съвместното решение на уравнения (125) и (127) намираме масата на Сириус Μ 1 = 2,3 и масата на неговия спътник M 2 = 1,0

Средната плътност на звездите се изчислява по формулата (133): Сириус

и неговият спътник

Намерените характеристики - радиус, осветеност и плътност - показват, че Сириус принадлежи към звездите от главната последователност, а негов спътник е бяло джудже.

Проблем 284.Изчислете визуалната осветеност на звездите, чиято визуална яркост и годишен паралакс са посочени в скоби: α Орел (0m, 89 и 0 ", 198), α Малка мечка (2m, 14 и 0", 005) и ε Indian ( 4m, 73 и 0 ", 285).

Задача 285.Намерете фотографската осветеност на звездите, за които визуалната яркост, обичайният цветен индекс и разстоянието от Слънцето са посочени в скоби: β Близнаци (lm, 21, + 1m, 25 и 10,75 ps); η Лъв (3m, 58, + 0m, 00 и 500 ps); Звездата на Каптейн (8m, 85, + 1m, 30 и 3,98 ps). Величината на Слънцето е посочена в задача 275.

Задача 286.Колко пъти визуалната осветеност на звездите в предишния проблем е по-висока от фотографската им светимост?

Проблем 287.Визуалният блясък на Капела (Aurigae) е 0m, 21, а нейният спътник е 10m, 0. Цветовите индекси на тези звезди са съответно + 0m, 82 и + 1m, 63. Определете колко пъти визуалната и фотографската осветеност на Capella е по-голяма от съответната светимост на нейния спътник.

Задача 288.Абсолютната визуална величина на Canis Major β е -2m, 28. Намерете визуалната и фотографската осветеност на две звезди, едната от които (с цветен индекс + 0m, 29) е 120 пъти абсолютно по-ярка, а другата (с цветен индекс + 0m, 90) е 120 пъти абсолютно по-слаба от β Голямо куче.

Задача 289.Ако Слънцето, Ригел (β Орион), Толиман (и Кентавър) и неговият спътник Проксима (Най-близък) бяха на същото разстояние от Земята, тогава колко светлина би получило от тези звезди в сравнение със слънцето? Визуалната яркост на Ригел е 0m, 34, паралаксът му е 0", 003, същите магнитуди за Толиман са 0m, 12 и 0", 751, а за Proxima 10m, 68 и 0", 762. Посочена е величината на Слънцето в задача 275.

Задача 290.Намерете разстоянията от Слънцето и паралаксите на трите звезди на Голямата мечка по тяхната яркост в жълти лъчи и абсолютната звездна величина в сините лъчи:

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

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

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

Задача 291.На какво разстояние от Слънцето се намира звездата Спика (Дева) и какъв е паралаксът й, ако нейната светимост в жълтите лъчи е 720, основният цветен индекс е -0m, 23, а яркостта в сините лъчи е 0m, 74?

Задача 292.Абсолютната синя (в B-лъчи) звездна величина на звездата Капела (Auriga) + 0m, 20 и звездата на Procyon (A Canis Minor) + 3m, 09. Колко пъти тези звезди в сини лъчи са абсолютно по-ярки или по-слаби от звездата Регула (а Лъв), абсолютната жълта (в V лъчи) величина е -0m.69, а основният цветен индекс е -0m.11?

Задача 293.Как изглежда Слънцето от разстоянието на звездата Толиман (Центавър), чийто паралакс е 0", 751?

Задача 294.Какъв е визуалният и фотографският блясък на Слънцето от разстоянията на звездите Регул (Лъв), Антарес (Скорпион) и Бетелгейзе (Орион), чиито паралакси са съответно 0", 039, 0", 019 и 0", 005?

Задача 295.Колко се различават болометричните корекции от основните цветови индекси, когато болометричната светимост на звезда е 20, 10 и 2 пъти по-висока от жълтата й светимост, която от своя страна е 5, 2 и 0,8 пъти по-висока от синята светимост на звездата, съответно?

Задача 296.Максималната енергия в спектъра на Спика (Дева) пада върху електромагнитна вълна с дължина 1450 Å, в спектъра на Capella (a Aurigae) при 4830 Å и в спектъра на Полукс (β Близнаци) при 6580 Å. Определете цветната температура на тези звезди.

Задача 297.Слънчевата константа периодично се колебае в диапазона от 1,93 до 2,00 cal / (cm 2 · min) Колко се променя ефективната температура на Слънцето, чийто видим диаметър е близо до 32 "? cm 2 s deg 4).

Задача 298.Използвайки резултата от предишния проблем, намерете приблизителната стойност на дължината на вълната, съответстваща на максималната енергия в слънчевия спектър.

Задача 299.Определете ефективната температура на звездите от измерените им ъглови диаметри и радиацията, достигаща от тях до Земята, посочени в скоби:

α Лъв (0 ", 0014 и 3,23 · 10 -11 cal / (cm 2 · min));

α на Орла (0 ", 0030 и 2,13 · 10 -11 cal / (cm 2 · min));

α Орион (0 ", 046 и 7,70 · 10 -11 cal / (cm 2 · min)).

Проблем 300.Видимата болометрична величина на звездата α Eridani е -1m, 00 и ъгловият диаметър е 0 ", 0019, звездата α Crane има подобни параметри + 1m, 00 и 0", 0010, а звездата α Телец е + 0m, 06 и 0", 0180 Изчислете температурата на тези звезди, като приемете, че видимата болометрична величина на Слънцето е -26m, 84 и слънчевата константа е близка до 2 cal / (cm2 min).

Задача 301.Определете температурата на звездите, чиято визуална и фотографска яркост е посочена в скоби: γ Орион (1m, 70 и 1m, 41); ε Херкулес (3m, 92 и 3m, 92); α Персей (1m, 90 и 2m, 46); β Андромеда (2м, 37 и 3м, 94).

Задача 302.Изчислете температурата на звездите от фотоелектричните жълти и сини величини, посочени в скоби: ε Голямо куче (1m, 50 и 1m, 29); β Орион (0m, 13 и 0m, 10); α Carina (-0m, 75 и - 0m, 60); α Водолей (2м, 87 и 3м, 71); α Ботуши (-0m, 05 и 1m, 18); α Ceti (2m, 53 и 4m, 17).

Задача 303.Въз основа на резултатите от двете предишни задачи намерете дължината на вълната, съответстваща на максималната енергия в спектрите на същите звезди.

Задача 304.Звездата Беги (а Лира) има паралакс от 0 ", 123 и ъглов диаметър 0", 0035, Алтаир (орел) има подобни параметри 0 ", 198 и 0", 0030, а Ригел (β Орион) - 0", 003 и 0", 0027 и за Алдебаран (Телец) - 0", 048 и 0", 0200. Намерете радиусите и обемите на тези звезди.

Проблем 305.Яркостта на Денеб (Лебед) в сините лъчи е 1m, 34, основният му цветови индекс е + 0m, 09 и паралаксът е 0 ", 004; същите параметри за звездата ε Близнаци са 4m, 38, + 1m, 40 и 0", 009, а звездата γ Еридани има 4m, 54, + 1m, 60 и 0", 003. Намерете радиусите и обемите на тези звезди.

Проблем 306.Сравнете диаметрите на δ Ophiuchus и звездата на Барнард, чиято температура е една и съща, ако първата звезда има видим болометричен магнитуд 1m, 03 и паралакс от 0 ", 029, а втората има същите параметри 8m, 1 и 0" , 545.

Проблем 307.Изчислете линейните радиуси на звездите, чиято температура и абсолютна болометрична величина са известни: за α Ceti 3200 ° и -6m, 75, за β Leo 9100 ° и + 1m, 18 и за ε Indian 4000 ° и + 6m , 42.

Проблем 308.Какви са ъгловите и линейните диаметри на звездите, видимата болометрична величина, чиято температура и паралакс са посочени в скоби: η Голяма мечка (-0m, 41, 15500 ° и 0 ", 004), ε Голяма мечка (+ lm , 09, 10 000 ° и 0 ", 008) и β Дракон (+ 2m, 36, 5200 ° и 0", 009)?

Задача 309.Ако радиусите на две звезди с приблизително еднаква температура се различават с коефициент 20, 100 и 500, тогава колко пъти се различава тяхната болометрична светимост?

Проблем 310.Колко пъти радиусът на звездата α Водолей (спектрален подклас G2Ib) е по-голям от радиуса на Слънцето (спектрален подклас G2V), ако видимата й визуална величина е 3m, 19, болометричната корекция е -0m, 42 и паралаксът е 0", 003, температурата на двете звезди е приблизително еднаква, а абсолютната болометрична звездна величина на Слънцето е + 4m, 73?

Задача 311.Изчислете болометричната корекция за звезди от спектралния подклас G2V, към който принадлежи Слънцето, ако ъгловият диаметър на Слънцето е 32 ", видимата му визуална величина е -26m, 78 и ефективната температура е 5800 °.

Задача 312.Намерете приблизителната стойност на болометричната корекция за звезди от спектралния подклас B0Ia, към който принадлежи звездата ε Орион, ако нейният ъглов диаметър е 0 ", 0007, видимата величина е 1m, 75 и максималната енергия в нейния спектър пада върху дължина на вълната 1094 Å.

Задача 313.Изчислете радиуса и средна плътностот звездите, посочени в задача 285, ако масата на звездата β Близнаци е около 3,7, масата на η Лъв е близка до 4,0, а масата на звездата Каптейн е 0,5.

Задача 314.Визуалната яркост на Полярната звезда е 2m, 14, обичайният й цветен индекс е + 0m, 57, паралаксът е 0", 005 и масата е 10. Същите параметри за звездата Fomalhaut (южни Риби) 1m, 29 , + 0m, 11, 0", 144 и 2.5, а за звездата на Ван Маанен 12m, 3, + 0m, 50, 0 ", 236 и 1.1. Определете яркостта, радиуса и средната плътност на всяка звезда и посочете нейната позиция на диаграмата на Херцшпрунг - Ръсел.

Задача 315.Намерете сбора от масите на компонентите на двойната звезда ε Хидра, чийто паралакс е 0", 010, орбиталния период на спътника е 15 години, а ъгловите размери на голямата полуос на орбитата му са 0", 21.

Задача 316.Намерете сбора от масите на компонентите на двойната звезда α Голяма мечка, чийто паралакс е 0 ", 031, орбиталният период на спътника е 44,7 години и ъгловите размери на голямата полуос на неговата орбита е 0", 63.

Задача 317.Изчислете масите на компонентите на двойните звезди, като използвате следните данни:

Задача 318.Изчислете радиуса, обема и средната плътност за главните звезди в предишната задача. Видимата жълта величина и основният цветен индекс на тези звезди са: α Auriga 0m, 08 и + 0m, 80, α Близнаци 2m, 00 и + 0m, 04 и ξ Голяма мечка 3m, 79 и + 0m, 59.

Задача 319.За Слънцето и звездите, посочени в задача 299, намерете мощността на излъчване и загубата на маса за секунда, ден и година. Паралаксите на тези звезди са както следва: α Лъв 0", 039, α Орел 0", 198 и α Орион 0", 005.

Проблем 320.Въз основа на резултатите от предишния проблем изчислете продължителността на наблюдавания интензитет на излъчване на Слънцето и същите звезди, като приемете, че е възможно, преди да загуби половината от съвременната си маса, която (в масите на Слънцето) за α Лъв е 5,0, α Орел е 2,0 и α Орион е 15 Масата на Слънцето трябва да се приеме равна на 2 · 10 33 g.

Задача 321.Определете физическите характеристики на компонентите на двойната звезда Procyoia (A Canis Minor) и посочете тяхната позиция на диаграмата на Hertzsprung-Russell, ако е известна от наблюдения: визуална яркост на Procyon 0m, 48, обичайният му цветен индекс + 0m, 40, видима болометрична величина 0m, 43, ъглов диаметър 0 ", 0057 и паралакс 0", 288; визуалната яркост на спътника Процион е 10m, 81, обичайният му цветови индекс е + 0m, 26, орбиталният период около главната звезда е 40,6 години в орбита с видима голяма полуос 4", 55; съотношението на разстоянията на двете звезди от общия им център на масата са 19:7.

Задача 322.Решете предишния проблем за двоичния α Кентавър. Главната звезда има фотоелектрична жълта величина от 0m, 33, основен цветен индекс от + 0m, 63 и привидна болометрична величина от 0m, 28; спътникът има подобни стойности 1m, 70, + 1m, 00 и 1m, 12, орбиталният период е 80,1 години при видимо средно разстояние от 17 ", 6; паралаксът на звездата е 0", 751 и съотношението от разстоянията на компонентите от техния общ център на масата е 10 : девет.

Отговори - Физическата природа на слънцето и звездите

Множество и променливи звезди

Яркостта Ε на множествена звезда е равна на сумата от яркостта Ε i на всички нейни компоненти

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

и следователно неговата видима m и абсолютна Μ звездна величина винаги са по-малки от съответните звездни величини m i и M i на всеки компонент. Въвеждане на формулата на Погсън (111)

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

E 0 = 1 и m 0 = 0, получаваме:

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

След като се определи по формулата (137) яркостта E i на всеки компонент, общата яркост Ε на множествената звезда се намира по формулата (136) и отново по формулата (137) m = -2,5 log E.

Ако са посочени коефициентите на гланц на компонентите

E 1 / E 2 = k,

E 3 / E 1 = n

и т.н., тогава блясъкът на всички компоненти се изразява чрез блясъка на един от тях, например E 2 = E 1 / k, Ε 3 = n Ε 1 и т.н., и след това, като се използва формула (136) , Е.

Средната орбитална скорост ν на компонентите на затъмняваща променлива звезда може да се намери от максималното периодично изместване Δλ на линиите (с дължина на вълната λ) от средната им позиция в нейния спектър, тъй като в този случай можем да вземем

v = v r = c (Δλ / λ) (138)

където v r е радиалната скорост и c = 3 · 10 5 km / s е скоростта на светлината.

Използвайки намерените стойности на v компонентите и периода на променливост Ρ, звездите изчисляват големите полуоси a 1 и a 2 на техните абсолютни орбити:

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

след това - голяма полуос на относителната орбита

a = a 1 + a 2 (140)

и накрая, съгласно формули (125) и (127), масите на компонентите.

Формула (138) също дава възможност да се изчисли скоростта на разширяване на газообразните черупки, изхвърлени от нови и свръхнови звезди.

Пример 1.Изчислете видимата визуална величина на компонентите на тройна звезда, ако нейната визуална величина е 3 m, 70, вторият компонент е 2,8 пъти по-ярък от третия, а първият е по-ярък от третия с 3 m, 32.

Данни: m = 3 m, 70; E2/E3 = 2,8; m 1 = m 3 -3 m, 32.

Решение... По формула (137) намираме

lgE = - 0,4 m = - 0,43 m, 70 = - 1,480 = 2,520

За да използвате формула (136), е необходимо да се намери съотношението E 1 / E 3; от (111),

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

където E 1 = 21,3 E 3

Според (136),

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

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

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

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

По формулата (137)

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

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

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

Пример 2.В спектъра на затъмняваща променлива звезда, чиято яркост се променя за 3,953 дни, линиите по отношение на тяхното средно положение периодично се изместват в противоположни посоки до стойности от 1,9 · 10 -4 и 2,9 · 10 -4 от нормалната дължина на вълната . Изчислете масите на компонентите на тази звезда.

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

Решение... Съгласно формула (138) средната орбитална скорост на първия компонент е

v 1 = v r1 = c (Δλ / λ) 1 = 3 · 10 5 · 1.9 · 10 -4; v 1 = 57 km/s,

Орбитална скорост на втория компонент

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

v 2 = 87 km/s.

За да се изчислят стойностите на големите полуоси на орбитите на компонентите, е необходимо да се изрази орбиталният период P, равен на периода на променливост, в секунди. Тъй като 1 d = 86400 s, тогава Ρ = 3,953 86400 s. Тогава, съгласно (139), първият компонент има голямата полуос на орбитата

a 1 = 3,10 10 6 km,

докато вторият a 2 = (v 2 / 2n) P = (v 2 / v 1) a 1, = (87/57) · 3,10 · 10 6;

a 2 = 4,73 10 6 km,

и, съгласно (140), голямата полуос на относителната орбита

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

За да се изчисли сумата от масите на компонентите по формула (125), трябва да се изрази a в a. д. (1 AU = 149,6 10 6 km) и P - в години (1 година = 365 d, 3).

или M 1 + M 2 = 1,22 ~ 1,2.

Масовото съотношение, съгласно формулата (127),

и след това Μ 1 ~ 0,7 и M 2 ~ 0,5 (в масите на Слънцето).

Задача 323.Определете визуалната яркост на двойната звезда α Риби, яркостта на компонентите на която е 4m, 3 и 5m, 2.

Задача 324.Изчислете яркостта на четирикратната звезда ε Lyrae от яркостта на нейните компоненти, равна на 5m, 12; 6м, 03; 5м, 11 и 5м, 38.

Задача 325.Визуалната яркост на двойната звезда γ Овен е 4m, 02, а разликата в величините на нейните компоненти е 0m, 08. Намерете видимата величина на всеки компонент на тази звезда.

Задача 326.Каква е яркостта на тройна звезда, ако нейният първи компонент е 3,6 пъти по-ярък от втория, третият е 4,2 пъти по-слаб от втория и има величина 4m, 36?

Задача 327.Намерете видимата величина на двойна звезда, ако един от компонентите е с величина 3m, 46, а вторият е 1m, 68 по-ярък от първия компонент.

Проблем 328.Изчислете големината на компонентите на тройната звезда β Еднорог с визуална величина 4m.07, ако вторият компонент е 1,64 пъти по-слаб от първия и 1m.57 по-ярък от третия.

Задача 329.Намерете визуалната осветеност на компонентите и общата осветеност на двоичния α Близнаци, ако неговите компоненти имат визуални величини от 1m, 99 и 2m, 85 и паралаксът е 0 ", 072.

Задача 330.Изчислете визуалната осветеност на втория компонент на двойната звезда γ Дева, ако визуалната яркост на тази звезда е 2m, 91, яркостта на първия компонент е 3m, 62, а паралаксът е 0 ", 101.

Задача 331.Определете визуалната осветеност на компонентите на двойната звезда Мицара (ζ Голяма мечка), ако нейната яркост е 2m, 17, паралакс 0 ", 037, а първият компонент е 4,37 пъти по-ярък от втория.

Проблем 332.Намерете фотографската светимост на двойната звезда η Касиопея, визуалната яркост на компонентите на която е 3m, 50 и 7m, 19, обичайните им цветови индекси са + 0m, 571 и + 0m, 63, а разстоянието е 5,49 ps.

Задача 333.Изчислете масите на компонентите на затъмняващи променливи звезди, като използвате следните данни:

звезда	Радиална скорост на компонентите	Период на променливост
β Персей U Ophiuchus WW Колесник U Цефей	44 km/s и 220 km/s 180 km/s и 205 km/s 117 km/s и 122 km/s 120 km/s и 200 km/s	2 d, 867 1 d, 677 2 d, 525 2 d, 493

Задача 334.Колко пъти се променя визуалната яркост на променливите звезди β Персей и χ Лебед, ако за първата звезда варира от 2m, 2 до 3m, 5, а за втората от 3m, 3 до 14m, 2?

Проблем 335.Колко пъти се променят визуалната и болометричната светимост на променливите звезди α Орион и α Скорпион, ако визуалната яркост на първата звезда варира от 0m, 4 до 1m, 3 и съответната болометрична корекция от -3m, 1 до -3m , 4, а втората звезда - величина от 0m, 9 до 1m, 8 и болометрична корекция от -2m, 8 до -3m, 0?

Задача 336.В какви граници и колко пъти се променят линейните радиуси на променливите звезди α Орион и α Скорпион, ако паралаксът на първата звезда е 0 ", 005 и ъгловият радиус се променя от 0", 034 (при максимална яркост) на 0", 047 (при минимална величина), а вторият има паралакс 0", 019 и ъглов радиус от 0", 028 до 0", 040?

Задача 337.Използвайки данните от задачи 335 и 336, изчислете температурите на Бетелгейзе и Антарес при максималната им яркост, ако при минимум температурата на първата звезда е 3200K, а на втората е 3300K.

Задача 338.Колко пъти и с какъв дневен градиент се променя светимостта в жълтите и сините лъчи на променливите цефеидни звезди α Малка мечка, ζ Близнаци, η Орел, ΤΥ Щит и UZ Щит, информацията за променливостта на която е следната:

Задача 339.Въз основа на данните от предишната задача намерете амплитудите на промяната на яркостта (в жълти и сини лъчи) и основните показатели за цвета на звездите, начертайте графиките на зависимостта на амплитудите от периода на променливост и формулирайте заключение за установената закономерност от графиките.

Проблем 340.При минимална яркост визуалната величина на звездата δ Цефей е 4m, 3, а звездите от R триъгълник са 12m, 6. Каква е яркостта на тези звезди при максимална осветеност, ако се увеличи съответно с 2,1 и 760 пъти?

Задача 341.Яркостта на New Eagle през 1918 г. се променя за 2,5 дни от 10 m, 5 на 1 m, 1. Колко пъти се е увеличил и как се е променил средно за половин ден?

Задача 342.Яркостта на Новия лебед, открит на 29 август 1975 г., преди избухването, беше близо до 21 m и в своя максимум се увеличи до 1 m, 9. Ако приемем, че средно абсолютната звездна величина на новите звезди при максимална яркост е около -8m, тогава каква светимост е имала тази звезда преди избухването и при максимална яркост и на какво приблизително разстояние от Слънцето е звездата се намира?

Задача 343.Водородните емисионни линии Н5 (4861 А) и Н1 (4340 А) в спектъра на Нова Орел през 1918 г. са изместени към виолетовия край съответно с 39,8 Å и 35,6 Å, а в спектъра на Нова лебед през 1975 г. - с 40 , 5 Å и 36,2 Å. С каква скорост се разширяват газообразните черупки, изхвърлени от тези звезди?

Задача 344.Ъгловите размери на галактиката M81 в съзвездието Голяма мечка са 35 "X14", а на галактиките M51 в съзвездието Canine Hounds-14 "X10". Вземайки средната абсолютна звездна величина на свръхновите при максимум на яркостта близо до -15 m, 0 , изчислете разстоянията до тези галактики и техните линейни размери.

Отговори - множествени и променливи звезди

Описание на презентацията за отделни слайдове:

1 слайд

Описание на слайда:

Бяло джудже, най-горещата известна и планетарна мъглявина NGC 2440, 05/07/2006 Физическа 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-оранжево λ = 590 ∻ 760 nm - червено. Разпределение на цветовете в спектъра = K O F G G S F Спомнете си, например: Как веднъж Жак градският звънар счупи фенера. През 1859 г. Г. Р. Кирхоф (1824-1887 г., Германия) и Р. В. Бунзен (1811-1899 г., Германия) откриват спектралния анализ: газовете поглъщат същите дължини на вълната, които излъчват в нагрето състояние. Звездите имат тъмни (Fraunhofer) линии на фона на непрекъснати спектри - това са спектри на абсорбция. През 1665 г. Исак Нютон (1643-1727) получава спектрите на слънчевата радиация и обяснява тяхната природа, показвайки, че цветът е присъщо свойство на светлината. През 1814 г. Йозеф фон ФРАУНХОФЕР (1787-1826, Германия) открива, обозначава и до 1817 г. описва подробно 754 линии в слънчевия спектър (наречен на негово име), създавайки през 1814 г. спектроскопичен инструмент за наблюдение на спектрите. Кирхоф-Бунзен спектроскоп

3 слайд

Описание на слайда:

Spectra of stars Spectra of stars е техният паспорт с описание на всички звездни модели. По спектъра на звезда можете да разберете нейната яркост, разстояние до звездата, температура.Изучаването на звездните спектри е в основата на съвременната астрофизика. Спектрограма на отворения клъстер "Хиади". Уилям ХЕГИНС (1824-1910, Англия) астрономът, първият, който използва спектрографа, започва спектроскопията на звездите. През 1863 г. той показа, че спектрите на Слънцето и звездите имат много общо и че тяхното наблюдавано излъчване се излъчва от гореща материя и преминава през горните слоеве на по-студените абсорбиращи газове. Комбинираният спектър на излъчването на звездата. Отгоре "естествено" (видимо в спектроскопа), отдолу - зависимостта на интензитета от дължината на вълната. размер, химичен състав на атмосферата му, скорост на въртене около ос, особености на движение около общ център на тежестта.

4 слайд

Описание на слайда:

Химичен състав Химическият състав се определя от спектъра (интензитета на линиите на Фраунхофер), който също зависи от температурата, налягането и плътността на фотосферата и наличието на магнитно поле. Звездите са съставени от същите химични елементи, които са известни на Земята, но главно водород и хелий (95-98% от масата) и други йонизирани атоми, докато студените звезди имат неутрални атоми и дори молекули в атмосферата. С повишаването на температурата съставът на частиците, които могат да съществуват в атмосферата на звезда, става по-опростен. Спектрален анализ на звезди от класове O, B, A (T от 50 000 до 10 000C) показва в техните атмосфери линиите на йонизирани водородни, хелиеви и метални йони, в клас K (50 000C) вече се откриват радикали, а в клас M (38000C) - молекули оксиди. Химичният състав на звездата отразява влиянието на фактори: естеството на междузвездната среда и онези ядрени реакции, които се развиват в звездата по време на нейния живот. Първоначалният състав на звездата е близък до състава на междузвездната материя, от която произлиза звездата. Остатъците от свръхнова NGC 6995 е горещ светещ газ, образуван след експлозия на звезда преди 20-30 хиляди години. Такива експлозии активно обогатиха пространството с тежки елементи, от които впоследствие се образуваха планети и звезди от следващото поколение.

5 слайд

Описание на слайда:

Цветът на звездите през 1903-1907 г. Ейнар Херцшпрунг (1873-1967, Дания) е първият, който дефинира цветовете на стотици ярки звезди... Звездите имат голямо разнообразие от цветове. Arcturus има жълто-оранжев оттенък, Rigel е синьо-бял, Antares е ярко червен. Доминиращият цвят в спектъра на звезда зависи от температурата на нейната повърхност. Газовата обвивка на звезда се държи почти като идеален емитер (абсолютно черно тяло) и напълно се подчинява на класическите закони за излъчване на М. Планк (1858–1947), Дж. Стивън (1835–1893) и В. Виен (1864). –1928), които свързват 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 радиационен поток се увеличава и максимумът в спектъра се измества към къси вълни. По време на наблюдения на звездното небе те може да са забелязали, че цветът (свойството на светлината да предизвиква определено визуално усещане) на звездите е различен. Цветът и спектърът на звездите са свързани с тяхната температура. Светлината с различни дължини на вълната възбужда различни цветови усещания. Окото е чувствително към дължината на вълната, носеща максималната енергия λmax = b / T (законът на Виен, 1896). Подобно на скъпоценни камъни, звездите от отворения куп NGC 290 блестят с различни цветове. Снимка от CT im. 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 Виен λmax.T = b, където b = 0,289782,107 Å. K е константа на Виен. Бетелгейзе (изображение от телескопа Хъбъл). В такива хладни звезди с T = 3000K преобладават емисиите в червената спектрална област. 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 първите спектрални класически звезди по цвят: бяло, жълтеникаво, червено. Харвардската спектрална класификация е представена за първи път в Каталога на звездните спектри от Хенри Дрейпър (1837-1882, САЩ), изготвен под ръководството на Е. Пикеринг (1846-1919) през 1884 година. Всички спектри бяха подредени според интензитета на линиите (по-късно в температурната последователност) и обозначени с букви по азбучен ред от горещи към студени звезди: OBAFGK M. stars catalog HD.

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 обсерваторията Yerkes през 1943 г., където спектрите са подредени както по температура, така и по яркост на звездите. Допълнително бяха въведени класове по яркост, маркирани с римски цифри: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, указващи съответно размера на звездите. Допълнителните класове R, N и S показват спектри, подобни на K и M, но с различен химичен състав. Между всеки два класа са въведени подкласове, обозначени с числа от 0 до 9. Например, спектърът от тип A5 е в средата между A0 и F0. Допълнителни букви понякога маркират характеристиките на звездите: "d" - джудже, "D" - бяло джудже, "p" - особен (необичаен) спектър. Нашето Слънце принадлежи към спектралния клас G2 V

9 слайд

Описание на слайда:

10 слайд

Описание на слайда:

Осветеност на звездите През 1856 г. Норман Погсън (1829-1891, Англия) установява формула за светимост по отношение на абсолютните M величини (тоест от разстояние 10 pc). L1 / L2 = 2,512 M2-M1. Откритият куп Плеяди съдържа много горещи и ярки звезди, които са се образували едновременно от облак газ и прах. Синята мъгла, която придружава Плеядите, е разпръснат прах, който отразява светлината на звездите. Някои звезди светят по-ярко, други по-слабо. Осветеност - мощността на излъчване на звезда - общата енергия, излъчвана от звезда за 1 секунда. [J / s = W] Звездите излъчват енергия в целия диапазон на дължината на вълната L = 3,846,1026 W / s Сравнявайки звезда със Слънцето, получаваме L / L = 2,512 M-M, или logL = 0,4 (M  -M ) Яркост на звездите: 1,3.10-5L

11 слайд

Описание на слайда:

Размери на звездите Определете: 1) Директно измерване на ъгловия диаметър на звезда (за ярки ≥2,5m, близки звезди, измерено > 50) с помощта на интерферометър на Майкелсон. 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 яркостта на звездата L = 4πR2σT4 в сравнение със Слънцето. С редки изключения, звездите се наблюдават като точкови източници на светлина. Дори и най-големите телескопи не могат да видят дисковете си. По своя размер звездите са разделени от 1953 г. на: Свръхгиганти (I) Ярки гиганти (II) Гиганти (III) Субгиганти (IV) Джуджета от основната последователност (V) Подджуджета (VI) Бели джуджета (VII) Имената на джуджета, гиганти и свръхгигантите въвеждат Хенри Ръсел през 1913 г. и откриват 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, показващи нейната еволюция, е определянето на жизнения път на звездата. Методи за определяне: 1. Зависимост на маса-светимост L≈m3.9 2. 3-ти уточнен закон на Кеплер във физически двоични системи Теоретично масата на звездите е 0,005M

13 слайд

Описание на слайда:

Близки звезди Звездите, които не могат да се видят с просто око, са в сиво Обозначение Спектър. клас Звездна величина Светлина Temp, K Радиус Маса Парал. Звездна система Изглед на звезда. коремни мускули. Sun G2V -26,58 4,84 1 5780 1,0 1 α Кентавър Proxima M5.5Ve 11,05 15,53 0,000055 2900 0,145 0,12 0,772 "Кентавър 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 Бърнард Star (SS Змиеносец) M4.0Ve 9,54 13,22 0,000449 3200 0,161 0,166 0,547 "Wolf 359 (CN Leo) M6.0V 13,53 16,55 0,000019 0,15 0,092 0,419" Lalande 21185 (B. Medveditsa) M5.5e 7,50 10,44 0,00555 3500 0,448 0,393 "Sirius (α Голямо куче) Sirius A A1V -1, 46 1,47 23,55 10 400 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 Kit M5.5e 13, 02 15,40 0,000042 2800 0,14 0,102 0,374" BL Keith 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 Андромеда) M5.5Ve 12,29 14,79 0,000108 0,17 0,121 0,316" ε Еридани 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 0.199" 0.2

Описание на слайда:

Сравнителни характеристики на звездите по размер Класове звезди Маси M¤ Размери R¤ Плътност g / cm3 Светимост L¤ Живот, години% от общия брой звезди Най-ярки супергиганти 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 Субгиганти до 10 до 10 0,001 до 100 0,0001 - 0,10 - 5 - 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 0,01-1013 до 0,01-10,01 до 0,01 до 0,00 0,01 до 0,01 звезди 1,5-3 (до 10) 8-15 км (до 50 км) 1013-1014 0,000001 до 1019 0,01- 0,001