Publica sobre el tema de la naturaleza física de las estrellas. Resumen: la evolución y estructura de la galaxia.

A simple vista, las personas pueden ver aproximadamente

6 mil estrellas.

Las estrellas son diferentes en:

La estructura

Masa

Temperatura (color)

La edad

Tamaños

Luminosidad

Masa de estrellas

La masa de una estrella se puede determinar de manera confiable solo si es un componente estrella doble... En este caso, la masa se puede calcular utilizando la tercera ley generalizada de Kepler. Pero aun así, la estimación del error oscila entre el 20% y el 60% y depende en gran medida del error al determinar la distancia a la estrella. En todos los demás casos, es necesario determinar la masa indirectamente, por ejemplo, a partir de la dependencia masa - luminosidad

Color y temperatura de las estrellas.

Es fácil ver que las estrellas tienen diferentes colores: algunas son blancas, algunas son amarillas, algunas son rojas, etc. el color blanco tienen, por ejemplo, Sirius y Vega, amarillo - Capella, rojo - Betelgeuse y Antares. Las estrellas de diferentes colores tienen diferentes espectros y diferentes temperaturas. Como un trozo de hierro brillante, las estrellas blancas son más calientes y las rojas menos.

Arcturus

Rigel

Antares

La luminosidad de las estrellas

Las estrellas, como el Sol, emiten energía en el rango de todas las longitudes de onda de las ondas electromagnéticas. Sabes que la luminosidad (L) caracteriza el poder de radiación total de una estrella y representa una de sus características más importantes. La luminosidad es proporcional al área de la superficie (fotosfera) de la estrella (o el cuadrado del radio R) y la cuarta potencia de la temperatura efectiva de la fotosfera (T), es decir.

L = 4 π R 2 O T 4

• Isaac Newton(1643-1727) en 1665. descompuso la luz en un espectro y explicó su naturaleza. William Wollaston en 1802. observó líneas oscuras en el espectro solar, y en 1814. descubierto de forma independiente y descrito en detalle Joseph von Fraunhofer(1787-1826). Se asignaron 754 líneas en el espectro solar.

• Distribución de colores en el espectro = O B A F G K M = puede recordar, por ejemplo, por el texto:

Un inglés afeitado masticaba dátiles como zanahorias.

• de 380 a 470 nm son violetas y azules.
• de 470 a 500 nm - azul verdoso.
• de 500 a 560 nm - verde.
• de 560 a 590 nm - amarillo anaranjado.
• de 590 a 760 nm - rojo.

• Supergigantes
• Gigantes
• Enanos

– estas son las estrellas en cientos veces más grande que nuestro sol.

La estrella Betelgeuse (Orión) excede el radio del Sol en 400 veces.

Ubicado en la constelación de Orión,

excede el radio del Sol 400 veces.

– decenas de veces más grande que el sol

Regulus (Leo), Aldebarán (Tauro): 36 veces el tamaño del Sol.

– Estas son estrellas del tamaño de nuestro Sol o más pequeñas que él.

• enano blanco Leitena
• Estrella Lobo 457

• Las estrellas variables cambian su brillo.
• También hay binarios: dos estrellas estrechamente espaciadas conectadas por atracción mutua.

• Esta estrella está en la constelación. Perro grande
• Sirio se puede observar desde cualquier región de la Tierra, a excepción de las regiones más septentrionales.
• Sirius eliminado a 8,6 años luz de Sistema solar y es una de las estrellas más cercanas a nosotros.

NATURALEZA FISICA DEL SOL

El sol es el cuerpo central de nuestro sistema planetario y la estrella más cercana a nosotros.

La distancia media del Sol a la Tierra es 149,6 * 10 6 km, su diámetro es 109 veces mayor que el de la Tierra y su volumen es 1.300.000 veces mayor que el de la Tierra. Dado que la masa del Sol es 1,98 * 10 33 GRAMO(333.000 masas terrestres), entonces, de acuerdo con su volumen, encontramos que la densidad media de la materia solar es 1,41 g / cm 3(0,26 de la densidad media de la Tierra). A partir de los valores conocidos del radio y la masa del Sol, se puede determinar que la aceleración de la gravedad en su superficie alcanza 274 m / s 2, o 28 veces más que la aceleración de la gravedad en la superficie de la Tierra.

El sol gira alrededor de su eje en sentido antihorario cuando se ve desde el polo norte de la eclíptica, es decir, en la misma dirección en la que todos los planetas giran a su alrededor. Si miras el disco del Sol, entonces su rotación es desde el borde este del disco hacia el oeste. El eje de rotación del Sol está inclinado al plano de la eclíptica en un ángulo de 83 °. Pero el Sol no gira como un cuerpo sólido. El período de rotación sideral de su zona ecuatorial es de 25 dias, cerca de 60 ° de latitud heliográfica (medida desde el ecuador solar), es 30 dias, y en los polos llega a 35 dias

Al observar el Sol a través de un telescopio, se nota un debilitamiento de su brillo hacia los bordes del disco, ya que los rayos provenientes de partes más profundas y calientes del Sol pasan por el centro del disco.

La capa que se encuentra en el borde de la transparencia de la sustancia del Sol y que emite radiación visible se llama fotosfera. La fotosfera no es uniformemente brillante, sino granulada. Los granos de color claro que cubren la fotosfera se llaman gránulos. Los gránulos son formaciones inestables, la duración de su existencia es de aproximadamente 2-3 min, y los tamaños van desde 700 a 1400 km... En la superficie de la fotosfera, hay puntos oscuros y áreas claras llamadas antorchas. Las observaciones de manchas y antorchas permitieron establecer la naturaleza de la rotación del Sol y determinar su período.

La atmósfera solar se encuentra por encima de la superficie de la fotosfera. Su capa inferior es de aproximadamente 600 km. La sustancia de esta capa absorbe selectivamente ondas de luz de tal longitud que ella misma es capaz de emitir. Cuando se vuelve a emitir, la energía se disipa, lo que es la causa directa de la aparición de las principales líneas oscuras de Fraunhoferon en el espectro solar.

La siguiente capa de la atmósfera solar: la cromosfera tiene un color rojo brillante y se observa en su totalidad. eclipses solares en forma de anillo escarlata que cubre el disco oscuro de la luna. El límite superior de la cromosfera se agita constantemente y, por lo tanto, su grosor varía entre 15.000 y 20.000. km.

Las prominencias se emiten desde la cromosfera: fuentes de gases incandescentes, visibles a simple vista durante los eclipses solares totales. Con una velocidad de 250-500 km / seg se elevan desde la superficie del Sol a distancias iguales a un promedio de 200.000 km, y algunos de ellos alcanzan alturas de hasta 1.500.000 km.

Por encima de la cromosfera está la corona solar, visible durante los eclipses solares totales en forma de un halo de perlas plateadas que rodea al Sol.

La corona solar se divide en interior y exterior. La corona interior se extiende a una altura de aproximadamente 500.000 km y consiste en un plasma enrarecido, una mezcla de iones y electrones libres. El color de la corona interior es similar al del sol, y su radiación es la luz de la fotosfera, dispersada por electrones libres. El espectro de la corona interior difiere del espectro solar en que no se observan líneas de absorción oscuras en él, pero las líneas de radiación se observan sobre el fondo de un espectro continuo, las más brillantes de las cuales pertenecen al hierro, níquel y algunos otros elementos ionizados de forma múltiple. . Dado que el plasma está muy enrarecido, la velocidad de movimiento de los electrones libres (y, en consecuencia, su energía cinética) es tan alta que la temperatura de la corona interna se estima en aproximadamente 1 millón de grados.

La corona exterior se extiende a una altura de más de 2 millones de metros. km. Contiene las partículas sólidas más pequeñas que reflejan la luz solar y le dan un tinte amarillo claro.

En los últimos años, se ha descubierto que la corona solar se extiende mucho más de lo que se pensaba. Las partes de la corona solar más alejadas del Sol, la supercorona, se extienden más allá de la órbita de la Tierra. Con la distancia del Sol, la temperatura de la supercorona disminuye gradualmente, y a una distancia de la Tierra es de aproximadamente 200.000 °.

La supercorona consta de nubes de electrones enrarecidas separadas, "congeladas" en el campo magnético del Sol, que con altas velocidades alejarse de él y, llegando a las capas superiores de la atmósfera terrestre, ionizarlo y calentarlo, influyendo así en los procesos climáticos.

El espacio interplanetario en el plano de la eclíptica contiene polvo fino, que produce el fenómeno de la luz zodiacal. Este fenómeno consiste en que en la primavera después de la puesta del sol en el oeste o en el otoño antes de la salida del sol en el este, a veces se observa una tenue aurora que sobresale bajo el horizonte en forma de cono.

El espectro del sol es un espectro de absorción. Numerosas líneas oscuras (Fraunhofer) se encuentran sobre el fondo de un espectro brillante continuo. Surgen cuando un haz de luz emitido por un gas incandescente atraviesa un medio más frío formado por el mismo gas. En este caso, en lugar de la línea de emisión brillante del gas, se observa una línea oscura de su absorción.

Cada elemento químico tiene un espectro de líneas inherente solo a él, por lo tanto, por el tipo de espectro, se puede determinar la composición química del cuerpo luminoso. Si una sustancia que emite luz es un compuesto químico, entonces las bandas de moléculas y sus compuestos son visibles en su espectro. Habiendo determinado las longitudes de onda de todas las líneas del espectro, es posible establecer los elementos químicos que forman la sustancia emisora. La intensidad de las líneas espectrales de los elementos individuales se utiliza para juzgar el número de átomos que les pertenecen. Por lo tanto, el análisis espectral permite estudiar no solo la composición cualitativa, sino también cuantitativa de los cuerpos celestes (más precisamente, sus atmósferas) y es el método más importante de investigación astrofísica.

Se han encontrado en el Sol unos 70 elementos químicos conocidos en la Tierra. Pero básicamente el Sol se compone de dos elementos:

hidrógeno (alrededor del 70% en masa) y helio (alrededor del 30%). De otros elementos químicos (solo el 3%), los más comunes son nitrógeno, carbono, oxígeno, hierro, magnesio, silicio, calcio y sodio. Algunos elementos químicos, como el cloro y el bromo, aún no se han encontrado en el sol. El espectro de manchas solares también contiene bandas de absorción de compuestos químicos: cianógeno (CN), óxido de titanio, hidroxilo (OH), hidrocarburo (CH), etc.

El sol es una fuente tremenda de energía, que dispersa continuamente luz y calor en todas direcciones. La Tierra recibe aproximadamente 1: 2,000,000,000 de toda la energía emitida por el Sol. La cantidad de energía que recibe la Tierra del Sol está determinada por el valor de la constante solar. La constante solar es la cantidad de energía recibida por minuto 1 cm 2 una superficie ubicada en el borde de la atmósfera terrestre perpendicular a los rayos del sol. En términos de energía térmica, la constante solar es 2 cal / cm 2 * min, y en el sistema de unidades mecánicas, se expresa por el número 1.4-10 6 ergio / seg cm 2.

La temperatura de la fotosfera es cercana a los 6000 ° C.Emite energía casi como un cuerpo absolutamente negro, por lo que la temperatura efectiva de la superficie solar se puede determinar usando la ley de Stefan-Boltzmann:

dónde E - la cantidad de energía en ergios radiada por 1 segundo. 1 cm 2 superficie soleada; s = 5,73 10-5 ergio / seg * grado ^4 cm 2 - una constante establecida a partir de la experiencia, y T - temperatura absoluta en grados Kelvin.

La cantidad de energía que pasa a través de la superficie de una pelota descrita por un radio de 1 una. mi. (150 10" cm), es igual a mi =4*10 33 ergio / seg * cm 2. Esta energía es irradiada por toda la superficie del Sol, por lo tanto, al dividir su valor por el área de la superficie solar, se puede determinar el valor mi y calcular la temperatura de la superficie del Sol. Resulta E = 5800 ° K.

Existen otros métodos para determinar la temperatura de la superficie del Sol, pero todos difieren en los resultados de su aplicación, ya que el Sol no irradia como un cuerpo completamente negro.

La determinación directa de la temperatura de las partes internas del Sol es imposible, pero a medida que se acerca a su centro, debería aumentar rápidamente. La temperatura en el centro del Sol se calcula teóricamente a partir de la condición de equilibrio con la presión y la igualdad de la llegada y el consumo de energía en cada punto del volumen del Sol. Según datos modernos, alcanza los 13 millones de grados.

Bajo las condiciones de temperatura que ocurren en el sol, toda su materia está en estado gaseoso. Dado que el Sol está en equilibrio térmico, entonces en cada uno de sus puntos se debe compensar la fuerza de gravedad, dirigida hacia el centro, y las fuerzas de las presiones de gas y luz, dirigidas desde el centro.

La alta temperatura y alta presión en el interior del Sol provocan la ionización múltiple de átomos de materia y su densidad significativa, probablemente superior a 100 g / cm 3, aunque en estas condiciones la materia del Sol conserva las propiedades de un gas. Numerosos datos llevan a la conclusión de que durante muchos millones de años la temperatura del Sol permanece sin cambios, a pesar del alto consumo de energía provocado por la radiación solar.

Las reacciones nucleares son la principal fuente de energía solar. Una de las reacciones nucleares más probables, llamada protón-protón, implica la conversión de cuatro núcleos de hidrógeno (protones) en un núcleo de helio. Durante las transformaciones nucleares, se libera una gran cantidad de energía, que penetra a la superficie solar y se irradia al espacio.

La energía de radiación se puede calcular utilizando la conocida fórmula de Einstein: mi = mc 2, dónde E - energía; T - masa yc es la velocidad de la luz en el vacío. La masa del núcleo de hidrógeno es 1.008 (unidades de masa atómica), por lo que la masa de 4 protones es 4 1.008 = 4.032 una. come. La masa del núcleo de helio formado es 4,004 una. come. Reducción de la masa de hidrógeno en 0.028 una. come.(esto es 5 * 10-26 g) conduce a la liberación de energía igual a:

La potencia de radiación total del Sol es de 5 * 10 23 litros. con. Debido a la radiación, el Sol pierde 4 millones. T sustancias por segundo.

El sol también es una fuente de ondas de radio. La potencia total de emisión de radio del Sol en longitud de onda varía de 8 mm hasta 15 metro pequeña. Dicha emisión de radio del Sol "tranquilo" proviene de la cromosfera y la corona y es radiación térmica. Cuando aparecen manchas, antorchas y prominencias en el Sol en grandes cantidades, el poder de emisión de radio aumenta miles de veces. Especialmente grandes ráfagas de emisión de radio del Sol "perturbado" aparecen durante períodos de fuertes llamaradas en su cromosfera.

CLASIFICACIÓN ESPECTRAL Y NATURALEZA FÍSICA DE LAS ESTRELLAS

A partir del estudio de la luz que emiten, se obtuvo información diversa e importante sobre la naturaleza física de las estrellas, que está disponible para la astronomía moderna. El estudio de la naturaleza de la luz se realiza mediante métodos de fotometría y análisis espectral.

A mediados del siglo XIX, el filósofo idealista francés Auguste Comte argumentó que la composición química de los cuerpos celestes permanecerá para siempre desconocida para la ciencia. Sin embargo, pronto se descubrieron los elementos químicos conocidos en la Tierra mediante métodos de análisis espectral en el Sol y las estrellas.

En la actualidad, el estudio de los espectros ha permitido no solo establecer la composición química de las estrellas, sino también medir sus temperaturas, luminosidades, diámetros, masas, densidad, velocidades de rotación y traslación, y también determinar las distancias a esas estrellas distantes. , cuyas paralaje trigonométricas son inaccesibles por su pequeñez. para mediciones.

Naturaleza física las estrellas son muy diferentes y, por lo tanto, sus espectros son muy diversos. Las estrellas, como el Sol, tienen espectros continuos atravesados ​​por líneas oscuras de absorción, y esto prueba que todas las estrellas son incandescentes. cuerpo de gas dando un espectro continuo y rodeado por una atmósfera más fría.

Las líneas de los espectros estelares se identifican con las líneas de elementos químicos conocidos en la Tierra, que sirven como prueba de la unidad material del Universo. Todas las estrellas están compuestas por los mismos elementos químicos, principalmente hidrógeno y helio.

La razón de la gran diferencia en los espectros estelares no está determinada tanto por la diferencia en la composición química de las estrellas, sino por el diferente grado de ionización de la materia en las atmósferas estelares, que está determinada principalmente por la temperatura. La clasificación moderna de espectros estelares, creada en el Observatorio de Harvard (EE. UU.) A partir de los resultados del estudio de más de 200.000 estrellas, se basa en identificar la pertenencia de líneas de absorción a elementos químicos conocidos y evaluar sus intensidades relativas.

Con toda la variedad de espectros estelares, se pueden combinar en un pequeño número de clases que contienen características similares y se pasan gradualmente unas a otras con la formación de una serie continua. Las principales clases de la clasificación de Harvard están indicadas por las letras del alfabeto latino O, B, A, F , GRAMO , K, M, formando una serie correspondiente a una disminución de las temperaturas estelares. Para detallar los indicadores espectrales en cada clase, se han introducido divisiones decimales, denotadas por números. La designación A0 corresponde al espectro típico de la clase. A; A5 denota un espectro entre grados A y F ; A9: un espectro mucho más cercano a F0 , que a A0.

La tabla enumera las características de los espectros, sus temperaturas correspondientes y las estrellas típicas para cada una de las clases espectrales.

Clase espectral	Característica del espectro de absorción	Temperatura de la superficie	Estrellas típicas
0	Líneas de helio ionizado,	35.000 °	PARA Orpona
(estrellas azules)	nitrógeno, oxígeno y silicio
V	Líneas de helio e hidrógeno	25000 °	Spica
(muy genial
estrellas)
A	Las líneas de hidrógeno tienen una amapola.	10000 °	Sirichs
(estrellas blancas)	intensidad máxima. Para
líneas de ionizado
calcio. Los débiles aparecen
líneas de absorción de metales
R	Las líneas de hidrógeno se están debilitando.	7500 °	Prots: él
(estrellas amarillentas)	Las líneas intensas son neutrales
y calcio ionizado.
Líneas de metal gradualmente
intensificar
0	Las líneas de hidrógeno son aún más	6000 °	Salado
(estrellas amarillas)	debilitar. Numeroso
líneas de absorción de metales
PARA	Las lineas de metal son muy intensas	4500 °	Arct-u-r
(estrellas naranjas)	sivny. Intensa racha en el carbón
hidrógeno CH. Líneas débiles
absorción de óxido de titanio Tiug
METRO	Líneas de metales neutros	3500 °	Templo no conformista.
(estrellas rojas)	muy fuerte. Intensivo por	geyse
bandas de absorción de moléculas
conexiones

Además de las principales clases espectrales, existen clases adicionales R , N, S algunas estrellas con temperaturas inferiores a 3000 °.

Las temperaturas dadas en la tabla se refieren a las capas superficiales de las estrellas; en sus entrañas prevalecen temperaturas del orden de 10-30 millones de grados. La alta temperatura asegura la ocurrencia de reacciones nucleares espontáneas, es decir, los procesos considerados anteriormente.

El color de una estrella depende de su temperatura. Las estrellas frías emiten predominantemente en longitudes de onda largas, correspondientes a la parte roja del espectro, mientras que las calientes, en longitudes de onda cortas, están representadas por la parte violeta del espectro.

El ojo humano es más susceptible a los rayos de color verde amarillento, y una placa fotográfica ordinaria - a los rayos azules y violetas del espectro. Como resultado, al observar estrellas por métodos visuales y fotográficos, se obtienen diferentes magnitudes para la misma estrella.

En astronomía, el color se mide comparando las magnitudes de una estrella, determinadas visualmente y a partir de fotografías, y evaluadas por su índice de color, que es la diferencia entre las magnitudes fotográficas y visuales de una estrella:

Se cree convencionalmente que para las estrellas de tipo espectral A 0 índice de color es igual a una viñeta. El índice de color de las estrellas más frías es un valor positivo, ya que emiten intensamente en ondas largas, a las que el ojo es más sensible. El índice de color de las estrellas calientes es negativo, ya que su radiación es predominantemente de onda corta y la placa fotográfica es más susceptible a los rayos azules y violetas.

Las relaciones entre los índices de color y los espectros de las estrellas se establecen empíricamente. Se compila una tabla, a partir de la cual, de acuerdo con el índice de color de la estrella, se determina aproximadamente su tipo espectral.

Los principales factores que determinan la cantidad de energía radiada son la temperatura y el área de la superficie radiante de la estrella. El estudio de las singularidades de las estrellas llevó a su división en dos grupos característicos: estrellas gigantes y estrellas enanas. Las estrellas gigantes tienen una alta luminosidad y una gran área de radiación (gran volumen), pero tienen una baja densidad de materia. Las estrellas enanas se caracterizan por una baja luminosidad, un volumen pequeño y una densidad significativa de materia.

La diferencia entre gigantes y enanos es más pronunciada en estrellas de tipos espectrales. METRO y PARA, en el que la diferencia de luminosidad alcanza los 9 m_ 10 m, es decir, las gigantes rojas son 5-10 mil veces más brillantes que las enanas rojas. En estrellas amarillentas y amarillas de las clases F y G, junto con gigantes y enanas, también hay numerosas estrellas de luminosidades intermedias.

Para caracterizar la luminosidad de las estrellas, delante de la letra mayúscula de su tipo espectral, se escriben adicionalmente letras minúsculas: g para estrellas gigantes y d para estrellas enanas. Capella gG0 - gigante de clase G0, Sun dG 3 - clase G enano 3 etc.

CONCEPTOS MODERNOS DEL ORIGEN Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

La rama de la astronomía, que estudia el origen y desarrollo de los cuerpos celestes, se llama cosmogonía. La cosmogonía estudia los procesos de cambios en las formas de la materia cósmica, que conducen a la formación de cuerpos celestes individuales y sus sistemas, y la dirección de su evolución posterior. La investigación cosmogónica también conduce a la solución de problemas como la aparición de elementos químicos y rayos cósmicos, la aparición de campos magnéticos y fuentes de emisión de radio.

La solución de los problemas cosmogónicos está asociada a grandes dificultades, ya que la aparición y el desarrollo de los cuerpos celestes ocurre tan lentamente que es imposible rastrear estos procesos por observación directa; el tiempo del curso de los eventos cósmicos es tan largo que toda la historia de la astronomía, en comparación con su duración, parece ser un instante. Por tanto, la cosmogonía, al comparar las propiedades físicas observadas simultáneamente de los cuerpos celestes, establece los rasgos característicos de las sucesivas etapas de su desarrollo.

La falta de datos fácticos conduce a la necesidad de formalizar los resultados de la investigación cosmogónica en forma de hipótesis, es decir, supuestos científicos basados ​​en observaciones, cálculos teóricos y las leyes básicas de la naturaleza. Un mayor desarrollo de la hipótesis muestra hasta qué punto se corresponde con las leyes de la naturaleza y la evaluación cuantitativa de los hechos predichos por ella.

Las conclusiones de la cosmogonía, que llevan a la afirmación de la unidad material del Universo, las regularidades de los procesos que ocurren en él y la relación causal de todos los fenómenos observados, tienen un profundo significado filosófico y sirven como fundamento de la cosmovisión materialista científica.

La aparición y evolución de las estrellas es el problema central de la cosmogonía.

En la imagen observada de la estructura de la Galaxia se lleva a cabo la distribución de estrellas por edades. Además de los cúmulos de estrellas abiertos y globulares, la Galaxia contiene grupos especiales de estrellas que son homogéneos en sus características físicas. Fueron abiertos por Acad. VIRGINIA. Ambartsumyan y asociaciones de estrellas nombradas. Las asociaciones estelares son formaciones inestables, ya que sus estrellas constituyentes se dispersan en diferentes direcciones a altas velocidades. Esto determina el rápido ritmo de su desintegración y la corta duración de su existencia, que no supera los varios millones de años. Por tanto, la presencia de estrellas en la asociación indica su reciente aparición, ya que aún no han logrado salir de la asociación y mezclarse con las estrellas circundantes.

El estudio de las asociaciones estelares fue dirigido por Acad. VIRGINIA. Ambartsumyan concluyó que las estrellas de la Galaxia no surgieron simultáneamente, que la formación de estrellas es un proceso inconcluso que continúa en la actualidad, y que las asociaciones estelares son aquellos lugares de la Galaxia en los que se produjo la formación de grupos de estrellas.

En la cosmogonía moderna, hay dos puntos de vista sobre la cuestión del origen de las estrellas: 1) las estrellas surgen en el proceso de desintegración de cuerpos superdensos, lo que lleva a una disminución de la densidad de la materia, y 2) las estrellas se forman como un resultado de la condensación gravitacional de la materia dispersa, acompañada de un aumento de su densidad. Sin embargo, los resultados de las observaciones no permiten en la actualidad dar preferencia a ninguno de ellos.

Según la hipótesis propuesta por Acad. V. A. Ambartsumyan, las estrellas se forman a partir de materia prestelar superdensa expulsada durante las explosiones que ocurren en los núcleos de las galaxias. Los núcleos de las galaxias contienen cuerpos pequeños, muchos órdenes de magnitud más grandes que la masa de las estrellas, diferentes en su naturaleza física de las estrellas y la materia difusa. Estos cuerpos superdensos, aparentemente, representan una nueva forma de materia, desconocida para la ciencia moderna. La desintegración de cuerpos superdensos - protoestrellas conduce en el futuro a la formación simultánea de grupos estelares - asociaciones. Sin embargo, V.A. Ambartsumyan no considera el mecanismo de transformación de las protoestrellas en grupos y cúmulos estelares.

La hipótesis del origen de las estrellas a partir de materia difusa fue desarrollada por algunos científicos estadounidenses y otros astrónomos. La compresión de un medio de gas y polvo enrarecido bajo la acción de las fuerzas gravitacionales y el campo magnético de la Galaxia conduce a la formación de grupos separados. que son protoestrellas - glóbulos. La contracción continua de la protoestrella conduce a un aumento de la presión y la temperatura en las venas. Cuando la temperatura en el centro de la protoestrella alcanza varios millones de grados, comienzan allí las reacciones termonucleares de conversión de hidrógeno en helio, acompañadas de la liberación un número grande energía.

A partir de este momento, la contracción de la protoestrella se detiene, ya que las fuerzas gravitacionales están equilibradas por el gas y la presión de la luz, relativamente pronto la protoestrella se convierte en estrella. Secuencia principal diagramas espectro-luminosidad. El período de formación de una estrella a partir de materia difusa depende de la masa del engrosamiento inicial y no dura más de 100 millones de años.

En la secuencia principal, la estrella pasa la mayor parte de su tiempo hasta que el hidrógeno en su parte central "se quema". Para una estrella con una masa igual a la del Sol, este tiempo es de unos 10 mil millones de años. Las estrellas calientes masivas emiten tanta energía que su hidrógeno solo es suficiente para unos pocos millones de años. Durante su estancia en la secuencia principal, la estrella conserva casi sin cambios el radio, la temperatura de la superficie y la luminosidad.

Cuando termina la combustión del hidrógeno en el núcleo de la estrella, la presión desde el interior ya no puede equilibrar la gravitación y el núcleo de la estrella comienza a encogerse. La contracción del núcleo va acompañada de un aumento de temperatura. La radiación creciente expande la envoltura de la estrella y aumenta su luminosidad. La evolución posterior de una estrella depende de su masa. La mayoría de los científicos creen que las estrellas de masa pequeña, comparable al sol, se convierten en enanas blancas.

La evolución de una estrella en el caso de su aparición como consecuencia de la desintegración de una protoestrella superdensa debería tener un carácter diferente, ya que tras la formación de una estrella, parte de la materia prestelar superdensa aún se retiene en su interior. Su presencia puede evidenciarse, por ejemplo, por un cambio brusco en el brillo de las estrellas variables irregulares en llamas. El proceso de llamarada se asemeja a una explosión y puede explicarse por la eliminación de materia prestelar del interior de la estrella a su superficie, acompañada por la liberación de grandes cantidades de energía.

Con cualquier carácter de evolución, se produce un cambio en la composición química de una estrella como resultado de la formación de elementos químicos más pesados ​​en su interior.

En el curso de su evolución, una estrella pierde masa continuamente no solo debido a la radiación, sino también al dispersar la materia de su atmósfera, que es una de las fuentes de reposición de la materia difusa interestelar.

DETERMINACIÓN DE DISTANCIAS Y TAMAÑOS DE GALAXIAS

En la segunda mitad del siglo XVIII, además de las estrellas, se vieron en el cielo muchos puntos de niebla inmóviles, nebulosas. La naturaleza de la mayoría de ellos siguió siendo controvertida durante mucho tiempo. Solo a mediados de los años 20 de nuestro siglo quedó claro que la mayoría de ellos son sistemas estelares grandiosos, comparables en tamaño a nuestra Galaxia. Por eso, se llaman galaxias.

La totalidad de todas las galaxias constituye el sistema más grande conocido, llamado Metagalaxia. Aún no hemos llegado a sus fronteras y no se sabe si tiene un centro.

Este problema fue fundamental para aclarar la cuestión de la naturaleza de tales puntos de niebla y su lugar en el Universo, cuyo centro el hombre se trasladó primero de la Tierra al Sol y luego al centro de nuestra Galaxia.

Hasta la mitad Xx Durante siglos, muchos consideraron que las galaxias eran pequeños objetos ubicados dentro de nuestra Galaxia junto con cúmulos de estrellas y nebulosas de gas. Incluso en la década de 1920, se creía que se trataba de lentes formados por polvo e iluminados desde el interior por una estrella brillante en su centro. La forma de determinar la distancia fue descubierta por los empleados del Observatorio de Harvard, y luego por Lundmark y Hubble. El primero de ellos estableció que en las Nubes de Magallanes, que parecen restos de la Vía Láctea, hay muchas Cefeidas, estrellas variables periódicas en las que el período de cambio de brillo aumenta con su brillo aparente. Alrededor de las Nubes de Magallanes, las Cefeidas prácticamente no eran visibles, y estaba claro que su concentración aparente en las Nubes es el resultado de la concentración espacial de Cefeidas en ellas, y las diferencias en su brillo aparente corresponden a diferencias en su verdadera intensidad luminosa - en luminosidad. Así fue como se descubrió la propiedad más importante de las Cefeidas, que resultó ser cierta en todas partes, a saber, la existencia de la relación período-luminosidad. Habiendo establecido (con dificultad debido a su distancia de nosotros) las luminosidades de las Cefeidas más cercanas de diferentes períodos, fue posible a partir de una comparación de su brillo aparente en nuestra Galaxia y en las Nubes de Magallanes establecer cuántas veces estas últimas están más lejos de nosotros que las Cefeidas más cercanas a nosotros. Resultó que las Nubes de Magallanes están fuera de nuestra Galaxia. Su tamaño lineal, determinado por el tamaño angular aparente y la distancia ahora conocida, resultó ser varias veces más pequeño que nuestra Galaxia, pero sin embargo representan un gigante estelar. sistemas. Contienen millones de estrellas, nebulosas de gas y cientos de cúmulos estelares similares al nuestro. Las Nubes de Magallanes fueron los primeros sistemas descubiertos fuera de nuestra Galaxia. Pero tienen una forma irregular y grumosa, y esto aún no ha dicho nada sobre la naturaleza de las nebulosas espirales más interesantes.

Solo en las galaxias más cercanas a nosotros es posible reconocer a las Cefeidas entre las estrellas más brillantes y, habiendo determinado sus períodos, encontrar su distancia con mayor precisión que mediante nuevas estrellas.

En 1924, Lundmark y Wirtz encontraron a partir de un pequeño número de velocidades radiales ya medidas espectralmente (de acuerdo con el principio Doppler-Fizeau) que las galaxias se alejan de nosotros en todas las direcciones, y más rápido son de nosotros. La velocidad de esta remoción fue determinada por Hubble alrededor de 1930 a 550 km / s por cada megaparsec de distancia, y por lo tanto se le suele atribuir el descubrimiento del corrimiento al rojo. La prueba continua del efecto, principalmente al aumentar la escala de distancia a las galaxias más cercanas, ha llevado la constante de Hubble a valores de aproximadamente 50 km / (s Mpc), pero la mayoría de los astrofísicos todavía prefieren usar la definición anterior Ho = 75. km / (s Mpc), tal vez esperando que la ola de nuevos resultados disminuya, fluctuando entre 100 y 50 km / (s Mpc).

Estructura y propiedades de las galaxias.

Estos parámetros son las características más importantes de los sistemas estelares.

Las masas de las galaxias individuales se establecen determinando su curva de rotación, que en la región central es cercana a la sólida; luego hay una transición gradual a la rotación de acuerdo con la ley de Kepler, cuando las distancias desde la masa central ya son grandes, la densidad que rodea el punto es pequeña y la masa de la región exterior es comparativamente pequeña. Las curvas de rotación se obtienen por el método óptico, colocando la hendidura del espectrógrafo a lo largo del eje principal visible de la imagen de la galaxia, y cuanto más cerca esté el plano de su rotación de la línea de visión, mayor será el éxito. Las mediciones se limitan a la parte central y brillante de la galaxia y dan solo el límite inferior de su masa.

Una interpretación detallada de la curva de rotación n, la determinación de la distribución de densidad p dentro de la galaxia, requiere un mayor refinamiento. Para ello, es necesario aceptar un modelo de la galaxia: uno plano o un modelo en forma de esferoide no homogéneo, en el que superficies de densidad constante son esferoides similares, o una forma aún más compleja.

Las masas de los sistemas planos comienzan alrededor de 10 ^ 11 (elevado a 11) Â y disminuyen hasta las masas de un cúmulo de estrellas.

donde V es la velocidad circular en la curva kepleriana;

R es el radio; G - fuerza gravitacional.

Las masas de galaxias elípticas y las masas de galaxias espirales se pueden acordonar en el caso de pares: galaxias dobles, en las que se puede suponer que la diferencia en las velocidades globales es igual a la velocidad orbital, como en las estrellas binarias espectroscópicas. Sin embargo, aquí se desconoce el ángulo de inclinación orbital y no se puede determinar la curva de velocidad. Obtenemos solo el límite inferior de la suma de las masas de dos galaxias, como en el caso de las binarias espectroscópicas.

Se han destacado anteriormente una serie de cuestiones relacionadas, pero es necesario agregar muchas más.

La forma de los brazos espirales resultó estar de acuerdo con la espiral logarítmica.

r = r (0) exp (ca),

donde a = pj: 180 yc = ctgm, o

lg r = lg r (0) + ccj,

dónde con= (p / 180) * log e = 0,00758.

Aquí m es el ángulo característico entre el vector de radio del punto de la espiral y su tangente. Por supuesto, esto se refiere a la forma real de las ramas en su plano, y no a la forma distorsionada por la proyección. En promedio, m = 73 ° y varía entre 54-86 °. El primer valor corresponde a ramas muy abiertas, el segundo se refiere a espirales que se acercan a un círculo.

Sucede que las ramas tienen formas ligeramente diferentes. Hay galaxias con tres o cuatro ramas y aquellas que tienen ramas internas y externas, o "multibrazo". Más bien, en este último, las ramas no son sólidas, sino que consisten en arcos que no están conectados entre sí. Las galaxias espirales de dos e incluso tres niveles dan testimonio de la complejidad de estos fenómenos naturales. Anteriormente, Hubble descubrió que hay galaxias con una "barra transversal" - en inglés "barra" - en el centro de la cual se encuentra su núcleo, y ramas espirales que se ramifican desde los extremos de la barra, pero también hay aquellas en las que se ramifican bifurcarse desde el medio de la barra; los últimos son difíciles para la teoría de que las ramas son "salida" de la barra. Se encontró un flujo de gas desde el núcleo a lo largo de la barra con velocidades de hasta 100 km / s. En la región de las ramas en espiral, en la mayoría de los casos, la rotación es cercana a una sólida, y el punto de inflexión en la curva de rotación se encuentra donde las ramas ya no se pueden rastrear, aunque el resplandor del sistema aún está lejos. A menudo, las ramas no se ramifican desde la barra, sino desde la periferia del anillo, cuyo diámetro es la barra.

La cuestión de la dirección de rotación de las galaxias provocó un gran debate: si va de tal manera que las ramas se "arrastran" o, a la inversa, se "desenrollan". Esto es importante para la teoría de su origen. La gravedad de la pregunta se suavizó cuando se encontraron galaxias que simultáneamente tenían ramas en direcciones opuestas, es decir, algunos "arrastrando", otros "relajándose". Si la rotación es casi rígida, entonces no hay obstáculo para la aparición de ramas de cualquier forma.

Hubble introdujo las designaciones para espirales simples - S, para “espirales cruzadas” (con una barra) - SB. Para las formas intermedias (barra muy corta), se introdujeron las designaciones SAB u otras. Él designó a las galaxias irregulares como I o Ir, pero hay dos variedades de ellas. Las galaxias elípticas del Hubble se designan con la letra E con la adición de un número del 1 al 7, que indica el grado de compresión, determinado por la relación

dónde a y B - Diámetros visibles (generalmente distorsionados por la proyección para nosotros). Luego encontró galaxias "lenticulares" con un "abultamiento" (núcleo grande) rodeado por un disco en el que no hay espirales. Los designó como S0. Observaciones posteriores mostraron que la clasificación de Hubble no refleja toda la variedad de formas y propiedades existentes de las galaxias, y se propusieron varias otras clasificaciones, que "quedaron rezagadas con respecto a la vida" incluso más rápido, y no nos detendremos en ellas.

Hubble introdujo las siguientes adiciones importantes. Ahora tienen que dar un significado diferente y más profundo de lo que Hubble había anticipado. Los brazos espirales amorfos, sin estructura, que no contienen supergigantes y son pobres en gas están marcados con el prefijo a (Sa). Las ramas muy grumosas con muchas estrellas gigantes calientes y ricas en nebulosas gaseosas tienen el prefijo c (Sс), y las espirales intermedias tienen el prefijo b (Sb). Tal es M 31 (Sb) y M 33 es Sс. Nuestra galaxia puede ser del tipo Sbc: una espiral intermedia. Los núcleos de Sс son mucho más pequeños que los de Sb. Pero Sa, contrariamente a la opinión de Hubble, son diferentes.

Después de muchos intentos de explicar teóricamente la existencia de galaxias espirales en presencia de una rotación de cuerpos no estrictamente rígidos, la teoría, cuyas bases fueron establecidas por Lin y Shu en los años 60, se hizo muy popular.

De gran interés es el conocimiento de cómo se distribuyen las galaxias en luminosidades, que en cierta medida refleja su distribución en masa, ya que con la misma composición de las estrellas incluidas en ellas, la masa es proporcional a la luminosidad. Esta posición está más justificada para galaxias del mismo tipo, especialmente para las elípticas, que no tienen mucha diferencia ni en estructura ni en color. Pero al principio intentaron obtener una imagen general de todos los tipos de galaxias juntas, y luego pareció que las galaxias enanas con una magnitud absoluta M = - 16 (elevado a m) y menos es pequeño. Pero luego descubrieron bastantes galaxias muy débiles y pequeñas en las cercanías de nuestra Galaxia.

La estructura espacial de las galaxias E y S0 se puede encontrar calculando las densidades espaciales en función del radio a partir de los resultados de la fotometría precisa de su brillo superficial. El brillo, medido en puntos a lo largo del radio aparente, es creado por la radiación de todas las estrellas que se encuentran en nuestra línea de visión, en las cuerdas del esferoide. Es posible cambiar de brillo en proyección, siempre que haya simetría central, a brillo volumétrico.

La estructura de la Metagalaxia, agrupaciones.

Las galaxias individuales a menudo se combinan en pares de sistemas comparables entre sí o consisten en una gran galaxia y uno o incluso varios satélites con menor luminosidad, tamaño y masa.

También puede ver algunos grupos de galaxias. Algunos de ellos, más a menudo parte de sus miembros, son solo proyecciones aleatorias de galaxias ubicadas más cerca o más lejos. Los pares y grupos más cercanos con miembros que ciertamente están conectados físicamente entre sí son sistemas que interactúan: nidos y cadenas de sistemas.

Finalmente, hay cúmulos de galaxias, tanto pobres como dispersas, y ricas, concentradas hacia el centro de un cúmulo de cientos y muchos miles de galaxias.

Se está haciendo un gran esfuerzo para tratar de encontrar cúmulos de galaxias, sistemas que se convertirían en unidades de un orden superior como "ladrillos" de la Metagalaxia. Existencia real aún no han sido probados

Los cúmulos están fuertemente dominados por galaxias elípticas E y lenticulares S0, y en el campo general hay numerosas espirales entre ellos.

Galaxias dobles. Holmberg en Suecia compiló un catálogo de aproximadamente 8007 galaxias dobles y múltiples, pero, desafortunadamente, no cumple con los requisitos modernos. En cualquier caso, debe abandonarse la hipótesis de Holmberg de que las galaxias dobles surgen como resultado de la captura gravitacional. Según los conceptos modernos, los pares, grupos y cúmulos de galaxias, como tales, surgieron en las primeras etapas de su formación.

ID Karachentsev introdujo el concepto de galaxias aisladas, cuya distancia aparente es cinco o más veces menor que la distancia a otra galaxia más cercana, y compiló un catálogo de 603 pares.

Cabe señalar que en ningún catálogo de este tipo de galaxias no hay información sobre la distancia de nosotros a cada componente, y por lo tanto no hay certeza sobre la proximidad real de sus componentes entre sí. Por lo tanto, ID Karachentsev y otros astrónomos trabajaron duro para determinar el corrimiento al rojo de los componentes. A partir de ellos, también encuentran las diferencias en las velocidades de los componentes, que ayudan a estimar la masa de los sistemas y la relación entre su masa y su luminosidad.

La masa de un par de galaxias es proporcional al cuadrado de la diferencia en sus velocidades (se supone que su movimiento es orbital) y la distancia entre los componentes. Pero no conocemos la inclinación a la línea de visión de la órbita y la longitud de la línea que conecta los componentes y, por lo tanto, usamos sus valores promedio más probables. Page en los Estados Unidos, que obtuvo las velocidades de muchos pares, demostró que las masas determinadas por este método son un orden de magnitud mayor que las masas que se podrían encontrar al estudiar la rotación de las galaxias o la dispersión de velocidades en ellas. Las mediciones más precisas de velocidades en el SAO con un telescopio de 6 metros eliminan esta diferencia en la determinación de masas. La mitad de los "pares aislados" están compuestos por galaxias que interactúan. Según White, el período orbital típico en pares es de 200 10 6 años, y la distancia típica entre ellos es de aproximadamente 40 kpc. Hasta el 15% de todas las galaxias están en pares, pero aún es difícil especificar el porcentaje de pares ópticos debido a la proyección aleatoria. Los experimentos de I.D. Karachentseva y AL Shcherbanovskii demostraron con el uso de una computadora que solo hay alrededor del 10% de pares ópticos, pero este número depende de las condiciones para definir el concepto de dualidad.

Grupos. Holmberg destacó galaxias triples y múltiples del campo. No importa cómo los defina, el número de objetos disminuye rápidamente con la transición a una multiplicidad creciente. Por otro lado, se distinguen grupos de galaxias; por ejemplo, Vaucouleur dio una lista de 54 grupos y sus miembros. Pero estos grupos muy grandes contienen hasta decenas de miembros, pasando, probablemente, a grupos pobres, los grupos pobres pasan a grupos ricos, que consisten en cientos y tal vez decenas de miles de miembros. Para casi ninguno de los grupos, ni siquiera uno pequeño, no hay información sobre la velocidad radial de cada miembro. A partir de unos pocos datos, a menudo se puede concluir que al aplicar el teorema del virial, obtenemos una energía positiva que indica que el grupo es inestable. V. A. Ambartsumyan interpreta esto como un signo de juventud de tales grupos y los considera jóvenes.

Otros astrónomos no están de acuerdo con él y creen que todos los grupos deben ser estables, y esto requiere una mayor masa de miembros a velocidades determinadas; por eso hablan de “masa oculta”. Los grupos de Vaucouleur contienen, en cierta medida desconocida, galaxias que solo se proyectan sobre el grupo. Ya. E. Einasto cree que las galaxias gigantes tienen un halo enorme (como M 87) y representan la "masa oculta". Sin embargo, cuantos más miembros haya en el sistema, más "masa latente" debería ser, por lo que la contribución de la corona sería completamente insuficiente, pero los astrónomos no creen en la prevalencia de la corona, y en problema general la estabilidad de los grupos y la existencia de "masas ocultas" aún no se han resuelto.

Los grupos más indiscutibles e interesantes son los nidos de galaxias en interacción; entre las últimas, el Stefan Quintet de cinco galaxias se encuentra entre las menos concurridas. Pero en él, como en la cadena VV 172 y algunos otros, hay un miembro con un corrimiento al rojo anormal. Arp sugiere que estos grupos son expulsados ​​de grandes galaxias.

Cúmulos de galaxias. El cúmulo de galaxias más cercano, más bien su nube, que incluye muchas espirales grandes y brillantes que contienen gas y polvo, está a 12 Mpc de nosotros y se encuentra en el cúmulo de Virgo. Una nube cercana similar está en Big Dipper. Cada uno de ellos contiene cientos de galaxias. Pero de mayor interés son los ricos cúmulos globulares de galaxias que se concentran hacia su centro. La más cercana de ellas, en el Cabello de Verónica, a una distancia de 70 Mpc de nosotros, contiene, con algunas excepciones, galaxias elípticas E y lenticulares S0, en las que no hay gas en absoluto o muy poco. El número de galaxias en cúmulos de este tipo "correcto" se establece sólo hasta cierta magnitud aparente limitante. Los miembros más brillantes de los cúmulos regulares son galaxias gigantes y la invariabilidad de estos valores se utiliza para estimar la distancia a cúmulos muy distantes, cuya determinación del corrimiento al rojo es imposible por razones técnicas. Zwicky registró grupos con al menos 50 miembros visibles. Los grupos grandes y concentrados más cercanos a nosotros tienen más de 10,000 miembros. Establecer la pertenencia a un grupo de miembros individuales por desplazamiento al rojo con un gran número de miembros es extremadamente difícil. Los miembros del cúmulo se calculan en función de la distancia desde el centro restando de la densidad de las galaxias del cúmulo la densidad de las galaxias cercanas al fondo del cielo. Por lo tanto, se encontró que en los cúmulos regulares ricos el curso de la densidad numérica en el área es similar al curso del número de partículas en una esfera de gas isotérmica en función de la distancia desde el centro.

Tomando vecindarios más amplios, LS Sharov mostró la presencia de un núcleo denso y una corona extensa en los cúmulos de galaxias; además, hay una segregación de algunos tipos de galaxias, por ejemplo, más concentradas hacia el centro. El mayor numero corrimientos al rojo (alrededor de 50) medidos en el grupo de Coma. En tales casos, la masa se puede estimar a partir de la varianza de las velocidades de los miembros; también se puede estimar a partir de la función de luminosidad de las galaxias en un cúmulo, normalizándola y conociendo la relación entre luminosidad y masa para galaxias elípticas. Las masas de los cúmulos ricos son 10 14 masas solares (o más).

RK Shakhbazyan descubrió un grupo compacto inesperado. Resultó estar formado por una docena de galaxias compactas. La distancia hasta él es de 700 Me y el tamaño es de solo 350X180 kpc. La dispersión de velocidades radiales en él es inexplicablemente pequeña: 62 km / s. Shakhbazyan y Petrosyan descubrieron más tarde docenas de grupos similares en Byurakan, pero aún no se han investigado.

Es muy difícil distinguir miembros enanos en cúmulos, en particular, galaxias esferoidales pobres dispersas como Fornax y Sculptor, ya que estas últimas son poco visibles debido al bajo brillo de la superficie, mientras que otras son difíciles de distinguir de galaxias distantes de fondo. El catálogo de tales galaxias de tipo escultor fue compilado y estudiado por B . E. Karachentsova.

Las búsquedas a largo plazo han llevado a la conclusión de que solo unos pocos cúmulos tienen un brillo general extremadamente débil, probablemente creado por galaxias enanas. Por otro lado, en ellos se esparce una pequeña cantidad de polvo, que absorbe notablemente la luz.

No se encontró hidrógeno neutro en los cúmulos, pero sí hay emisión de radio proveniente del existente, según la hipótesis de B.V. Comberg de gas caliente en las coronas de los miembros gigantes del cúmulo. También se encontraron rayos X en los cúmulos, especialmente fuertes de la radiogalaxia NGC 1275 en el cúmulo de Perseus. Abell encontró 2712 grupos muy ricos en Palomar Sky Atlas, y Zwicky, utilizando el mismo material, identificó y describió decenas de miles de grupos con al menos 50 miembros y los clasificó brevemente.

Estos datos sirven como material para una gran cantidad de intentos de detectar grupos de grupos, también conocidos como supercúmulos. Algunos autores no los ven, otros creen que los han encontrado, y otros creen que las definiciones de este concepto son diferentes. Aquellos que creen que se han encontrado supercúmulos encuentran en su composición solo de tres a cuatro cúmulos, que deberían llamarse solo una galaxia múltiple, mientras que los sistemas que contienen al menos docenas de estrellas están inscritos en el rango de cúmulos. Por tanto, el autor cree que hasta el momento no se han descubierto agrupaciones de agrupaciones, aunque pueden existir. Su opinión es aparentemente compartida por Abell, quien previamente identificó tales supergrupos. Métodos de estadística utilizados en estas búsquedas se ven obligados a confiar en el catálogo de Zwicky, que proporciona el esquema del clúster. Los límites de los clústeres, incluso simples, son muy poco fiables. BI Fesenko cree que en tales trabajos se introduce una fuerte distorsión por la influencia inexplicable de la absorción intergaláctica grumosa de la luz en nuestra Galaxia. También encuentra dudoso que la afirmación de Vaucouleur de que las nubes y los grupos de grupos más cercanos (más cercanos a 5 Mpc) formen un supercúmulo aplanado centrado en el grupo de Virgo.

Algunos casos especiales de la evolución tardía de las galaxias

En los últimos años, se han realizado muchos intentos para crear modelos de la composición estelar de las galaxias que correspondan a los espectros integrales observados de las regiones brillantes (centrales) de las galaxias espirales y elípticas. (Hasta ahora, no ha sido posible obtener buenos espectrogramas de partes débilmente luminosas pero vastas de las galaxias, el disco y las ramas espirales). El modelo debe seleccionar tal mezcla de estrellas de diferentes espectros y luminosidades para que, dada la proporciones de su número, da un espectro similar al observado. Resulta que estas regiones de galaxias deberían contener más enanas rojas que estrellas cercanas al Sol. Estos modelos aún no son del todo perfectos. Por lo tanto, incluso si los datos numéricos de la teoría para las diferentes etapas de la evolución de varias estrellas son correctos, los cálculos de la evolución de la composición estelar total de las galaxias aún no se pueden probar con confianza. VA Ambartsumyan, comparando la aparente inestabilidad de pequeños grupos y cúmulos de galaxias con la existencia de actividad nuclear, llegó a la idea de la posibilidad de una fragmentación temprana de la materia prestelar, su transformación en sistemas de dispersión de estrellas en asociaciones y galaxias en grupos. . Considera que tal dispersión de materia en lugar de condensación ocurre en la era moderna.

Más común es la idea de condensación de materia difusa en estrellas, que se remonta a la hipótesis de Herschel. En los últimos años, esta hipótesis se ha convertido en la teoría de la formación de estrellas durante el movimiento de una onda de choque de compresión en un gas. La formación de estrellas en nuestra era está asociada con la presencia de estrellas jóvenes calientes en la región de movimiento y compresión de gases fríos con polvo. Pero los sistemas de las galaxias en sí pertenecen a una época muy antigua de la evolución de la Metagalaxia, y se considera que todos los grupos de galaxias y sus satélites surgieron hace mucho tiempo.

En cambio, el estudio de la interacción de las galaxias llevó al autor de esta revisión a la convicción de que a veces en la periferia de las galaxias planas, en particular al final de la rama espiral, hay condensaciones de masa y luminiscencia, que están algo separadas. de la rama espiral y así pasar de parte de la galaxia espiral a su compañera ... Sus masas varían desde la masa de una pequeña región H I I hasta una masa comparable a la masa de la galaxia madre, como, por ejemplo, en el conocido sistema M51. La teoría de las mareas está lista para atribuir la aparición misma de ramas espirales a las mareas de un satélite preexistente, pero la mayoría de estos satélites son tan pequeños en masa que no son capaces de crear las poderosas fuerzas de marea requeridas. Al parecer, la fragmentación se produce tanto en nidos como en cadenas de galaxias, que ya deberían ser inestables debido a ea su formas. En los casos estudiados en 1980, las velocidades internas de los componentes resultaron ser sorprendentemente bajas.

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Agencia Federal de Educación
Institución educativa estatal de educación profesional superior
"Universidad Pedagógica del Estado de Chelyabinsk" (GOU VPO "CSPU")

RESUMEN SOBRE EL CONCEPTO DE CIENCIA NATURAL MODERNA

Tema: La naturaleza física de las estrellas.

Completado por: Rapokhina T.I.
Grupo 543
Comprobado por: V.V. Barkova

Chelyabinsk - 2012
CONTENIDO
Introducción …………………………………………………………………………… 3
Capítulo 1. Qué es una estrella …………………………………………………… 4

Esencia de las estrellas ……………………………………………………… .. .4
Nacimiento de estrellas ……………………………………………………………… 7

1.2 Evolución de las estrellas …………………………………………………………… 10
1.3 El final de la estrella …………………………………………………………… .14
Capítulo 2. La naturaleza física de las estrellas ………………………………………… ..24
2.1 Luminosidad ……………………………………………………………… .24
2.2 Temperatura …………………………………………………………… ..… 26
2.3 Espectros y composición química de las estrellas ……………………………. …… …… 27
2.4 Densidades medias de las estrellas ……………………………………………… .28
2.5 Radio de las estrellas ……………………………………………………………… .39
2.6 Masa de estrellas ……………………………………………………………………… 30
Conclusión ……………………………………………………………………… ..32
Referencias ………………………………… ………………………… 33
Apéndice ……………………………………………………………………… 34

INTRODUCCIÓN

Nada es más simple que una estrella ...
(A.S. Eddington)

Desde tiempos inmemoriales, el hombre ha tratado de dar un nombre a los objetos y fenómenos que le rodeaban. Esto también se aplica a los cuerpos celestes. Primero, los nombres se dieron a las estrellas más brillantes y claramente visibles, a lo largo del tiempo, y otras.
El descubrimiento de estrellas, cuyo brillo aparente cambia con el tiempo, dio lugar a designaciones especiales. Se designan con letras latinas mayúsculas seguidas del nombre de la constelación en genitivo. Pero la primera estrella variable que se encuentra en una constelación no se designa con la letra A. El conteo se realiza a partir de la letra R. La siguiente estrella se designa con la letra S, y así sucesivamente. Cuando se agotan todas las letras del alfabeto, comienza un nuevo círculo, es decir, después de la Z, se vuelve a utilizar A. En este caso, las letras se pueden duplicar, por ejemplo "RR". La "R Leo" significa que es la primera estrella variable que se descubre en la constelación de Leo.
Las estrellas son muy interesantes para mí, así que decidí escribir un ensayo sobre este mismo tema.
Las estrellas son soles distantes, por lo tanto, estudiando la naturaleza de las estrellas, compararemos sus características físicas con las características físicas del Sol.

Capítulo 1. QUÉ ES UNA ESTRELLA
1.1 ESENCIA DE ESTRELLAS
Tras un examen detenido, la estrella parece ser un punto luminoso, a veces con rayos divergentes. El fenómeno de los rayos está asociado a la peculiaridad de la visión y no tiene nada que ver con la naturaleza física de la estrella.
Cualquier estrella es un sol distante de nosotros. La estrella más cercana, Proxima, está 270.000 veces más lejos de nosotros que el Sol. La estrella más brillante del cielo, Sirio, en la constelación de Canis Major, ubicada a una distancia de 8x1013 km, tiene aproximadamente el mismo brillo que una bombilla de 100 vatios a una distancia de 8 km (excluyendo la atenuación de la luz en la atmósfera ). Pero para que la bombilla se vea en el mismo ángulo en el que se ve el disco de Sirio distante, ¡su diámetro debe ser igual a 1 mm!
Con buena visibilidad y visión normal, se pueden ver alrededor de 2500 estrellas sobre el horizonte al mismo tiempo. 275 estrellas tienen sus propios nombres, por ejemplo, Algol, Aldebaran, Antares, Altair, Arcturus, Betelgeuse, Vega, Gemma, Dubhe, Canopus (la segunda estrella más brillante), Capella, Mizar, Polar (estrella guía), Regulus, Rigel, Sirius, Spica, Heart of Karl, Taygetus, Fomalhaut, Sheat, Etamin, Electra, etc.
La cuestión de cuántas estrellas hay en una constelación determinada no tiene sentido, ya que carece de concreción. Para responder, es necesario conocer la agudeza visual del observador, el momento en que se realizan las observaciones (el brillo del cielo depende de esto), la altura de la constelación (es difícil encontrar una estrella débil cerca del horizonte debido a la atenuación atmosférica de la luz), el lugar de observación (en las montañas la atmósfera es más limpia, más transparente, por lo que se pueden ver más estrellas), etc. En promedio, hay alrededor de 60 estrellas por constelación observadas a simple vista (la Vía Láctea y las constelaciones grandes tienen la mayor cantidad). Por ejemplo, en la constelación de Cygnus, puedes contar hasta 150 estrellas (la región de la Vía Láctea); y en la constelación de Leo, solo 70. En la pequeña constelación de Triángulo, solo 15 estrellas son visibles.
Si tenemos en cuenta las estrellas hasta 100 veces más débiles que las estrellas más débiles, aún distinguibles por un observador agudo, entonces, en promedio, habrá alrededor de 10,000 estrellas por constelación.
Las estrellas se diferencian no solo por su brillo, sino también por su color. Por ejemplo, Aldebarán (constelación de Tauro), Antares (Escorpio), Betelgeuse (Orión) y Arcturus (Bootes) son rojos, y Vega (Lyra), Regulus (Leo), Spica (Virgo) y Sirius (Perro grande) son blancos y azulado ...
Las estrellas titilan. Este fenómeno es claramente visible en el horizonte. El parpadeo es causado por la falta de homogeneidad óptica de la atmósfera. Antes de llegar al ojo del observador, la luz de la estrella atraviesa muchas pequeñas irregularidades de la atmósfera. En sus propiedades ópticas, son similares a las lentes que concentran o difunden la luz. El movimiento continuo de estas lentes es la causa del parpadeo.
El motivo del cambio de color durante el parpadeo se explica en la Fig.6, desde donde se puede ver que la luz azul (c) y roja (k) de la misma estrella, antes de entrar en el ojo del observador (O), viaja de manera desigual. caminos en la atmósfera. Esto es consecuencia de la refracción desigual de la luz azul y roja en la atmósfera. La inconsistencia en las fluctuaciones de brillo (causadas por diferentes irregularidades) conduce a un desequilibrio de color.

Figura 6.
A diferencia del centelleo general, el centelleo de color solo se puede ver en estrellas cercanas al horizonte.
Para algunas estrellas, llamadas estrellas variables, los cambios de brillo ocurren mucho más lenta y suavemente que durante el parpadeo, Fig. 7. Por ejemplo, la estrella Algol (Diablo) en la constelación de Perseo cambia su brillo con un período de 2.867 días. Las razones de la "variabilidad" de las estrellas son múltiples. Si dos estrellas giran alrededor centro común masas, entonces una de ellas puede cerrar periódicamente la otra (el caso de Algol). Además, algunas estrellas cambian de brillo durante la pulsación. En otras estrellas, el brillo cambia con explosiones en la superficie. A veces, toda la estrella explota (luego se observa una supernova, cuya luminosidad es miles de millones de veces mayor que la del sol).

Figura 7.
El movimiento de las estrellas entre sí a velocidades de decenas de kilómetros por segundo conduce a un cambio gradual en los patrones de estrellas en el cielo. Sin embargo, la vida útil de una persona es demasiado corta para que tales cambios se noten cuando se observan a simple vista.

1.2 NACIMIENTO DE ESTRELLAS

La astronomía moderna tiene una gran cantidad de argumentos a favor de la afirmación de que las estrellas se forman por la condensación de nubes del medio interestelar de polvo y gas. El proceso de formación de estrellas de este entorno continúa hasta el día de hoy. El esclarecimiento de esta circunstancia es uno de los mayores logros de la astronomía moderna. Hasta hace relativamente poco tiempo, se creía que todas las estrellas se formaban casi simultáneamente, hace muchos miles de millones de años. El colapso de estos conceptos metafísicos fue facilitado, en primer lugar, por el progreso de la astronomía observacional y el desarrollo de la teoría de la estructura y evolución de las estrellas. Como resultado, quedó claro que muchas de las estrellas observadas son objetos relativamente jóvenes, y algunos de ellos surgieron cuando ya había un hombre en la Tierra.
Un argumento importante a favor de la conclusión de que las estrellas se forman a partir de un medio interestelar de polvo y gas es la ubicación de grupos de estrellas obviamente jóvenes (las llamadas "asociaciones") en los brazos espirales de la Galaxia. El caso es que, según las observaciones radioastronómicas, el gas interestelar se concentra principalmente en los brazos espirales de las galaxias. En particular, este también es el caso de nuestro Galaxy. Además, de las "imágenes de radio" detalladas de algunas galaxias cercanas a nosotros, se deduce que la mayor densidad de gas interestelar se observa en los bordes internos (con respecto al centro de la galaxia correspondiente) de la espiral, que encuentra un explicación, cuyos detalles no nos detendremos aquí. Pero es en estas partes de las espirales donde se observan las "zonas HH", es decir, las nubes de gas interestelar ionizado, mediante métodos de astronomía óptica. La razón de la ionización de tales nubes solo puede ser la radiación ultravioleta de estrellas calientes masivas, que obviamente son objetos jóvenes.
Un aspecto central del problema de la evolución de las estrellas es la cuestión de las fuentes de su energía. En el siglo pasado y principios de este siglo, se propusieron varias hipótesis sobre la naturaleza de las fuentes de energía del Sol y las estrellas. Algunos científicos, por ejemplo, creían que la fuente de energía solar es la lluvia continua de meteoros en su superficie, otros buscaban una fuente en la compresión continua del Sol. La energía potencial liberada durante tal proceso podría, bajo ciertas condiciones, "pasar a la radiación". Como veremos a continuación, esta fuente en una etapa temprana de la evolución de una estrella puede ser bastante efectiva, pero de ninguna manera puede proporcionar la radiación del Sol durante el tiempo requerido.
Los avances en la física nuclear hicieron posible resolver el problema de las fuentes de energía estelar a finales de los años treinta de nuestro siglo. Tal fuente son las reacciones de fusión termonuclear que ocurren en las entrañas de las estrellas a una temperatura muy alta que prevalece allí (alrededor de diez millones de grados).
Como resultado de estas reacciones, cuya velocidad depende en gran medida de la temperatura, los protones se convierten en núcleos de helio, y la energía liberada se "filtra" lentamente a través de las entrañas de las estrellas y, finalmente, se transforma significativamente y se emite al espacio mundial. . Esta es una fuente extremadamente poderosa. Si asumimos que inicialmente el Sol estaba formado solo por hidrógeno, que como resultado de reacciones termonucleares se convierte completamente en helio, entonces la cantidad de energía liberada será de aproximadamente 10 52 erg. Por lo tanto, para mantener la radiación al nivel observado durante miles de millones de años, es suficiente que el Sol "gaste" no más del 10% de su suministro original de hidrógeno.
Ahora podemos presentar una imagen de la evolución de una estrella de la siguiente manera. Por alguna razón (hay varios de ellos), una nube de medio de polvo y gas interestelar comenzó a condensarse. Muy pronto (¡por supuesto, a escala astronómica!), Bajo la influencia de las fuerzas de la gravedad universal, se forma una esfera de gas relativamente densa y opaca a partir de esta nube. Estrictamente hablando, esta esfera aún no puede llamarse estrella, ya que la temperatura en sus regiones centrales es insuficiente para que comiencen las reacciones termonucleares. La presión del gas dentro de la bola aún no puede equilibrar las fuerzas de atracción de sus partes individuales, por lo que se comprimirá continuamente. Algunos astrónomos creían anteriormente que tales protoestrellas se observaban en nebulosas individuales en forma de formaciones compactas muy oscuras, los llamados glóbulos. Los éxitos de la radioastronomía, sin embargo, obligaron a abandonar un punto de vista tan ingenuo. Por lo general, no se forma una protoestrella al mismo tiempo, sino un grupo más o menos numeroso de ellas. Más tarde, estos grupos se convierten en asociaciones y cúmulos estelares, bien conocidos por los astrónomos. Es muy probable (que en esta etapa muy temprana de la evolución de una estrella, se formen grupos con una masa más baja a su alrededor, que luego se conviertan gradualmente en planetas.
Cuando la protoestrella se contrae, su temperatura aumenta y una parte significativa de la energía potencial liberada se irradia al espacio circundante. Dado que las dimensiones de la esfera de gas que se contrae son muy grandes, la radiación de una unidad de su superficie será insignificante. Dado que el flujo de radiación de una superficie unitaria es proporcional a la cuarta potencia de temperatura (la ley de Stefan-Boltzmann), la temperatura de las capas superficiales de una estrella es relativamente baja, mientras que su luminosidad es casi la misma que la de una estrella ordinaria. con la misma masa. Por tanto, en el diagrama espectro-luminosidad, dichas estrellas se ubicarán a la derecha de la secuencia principal, es decir, caerán en la región de gigantes rojas o enanas rojas, dependiendo de los valores de sus masas iniciales.
En el futuro, la protoestrella seguirá encogiéndose. Su tamaño se vuelve más pequeño y la temperatura de la superficie aumenta, como resultado de lo cual el espectro se vuelve cada vez más temprano. Por lo tanto, moviéndose a lo largo del diagrama de "espectro - luminosidad", la protoestrella se "sentará" bastante rápidamente en la secuencia principal. Durante este período, la temperatura del interior estelar ya es suficiente para que las reacciones termonucleares comiencen allí. En este caso, la presión del gas dentro de la futura estrella equilibra la atracción y la bola de gas deja de contraerse. La protoestrella se convierte en estrella.

Magníficos pilares compuestos principalmente de gas hidrógeno y polvo dan lugar a estrellas recién nacidas dentro de la Nebulosa del Águila.

Foto: NASA, ESA, STcI, J Hester y P Scowen (Universidad Estatal de Arizon)

1.3 EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS
Para pasar por la etapa más temprana de su evolución, las protoestrellas necesitan relativamente poco tiempo. Si, por ejemplo, la masa de una protoestrella es mayor que la del Sol, solo se necesitan unos pocos millones de años, si es que menos, varios cientos de millones de años. Dado que el tiempo evolutivo de las protoestrellas es relativamente corto, es difícil detectar esta fase más temprana de la evolución de una estrella. Sin embargo, aparentemente se observan estrellas en esta etapa. Nos referimos a estrellas T Tauri muy interesantes, generalmente inmersas en nebulosas oscuras.
En 5966, de forma bastante inesperada, salió a la luz la posibilidad de observar protoestrellas en las primeras etapas de su evolución. El asombro de los radioastrónomos fue grande cuando, al escanear el cielo a una longitud de onda de 18 cm, correspondiente a la línea de radio OH, se descubrieron fuentes brillantes, extremadamente compactas (es decir, con pequeñas dimensiones angulares). Esto fue tan inesperado que al principio se negaron a creer siquiera que líneas de radio tan brillantes pudieran pertenecer a la molécula de hidroxilo. Se ha planteado la hipótesis de que estas líneas pertenecen a alguna sustancia desconocida, a la que inmediatamente se le dio el nombre "apropiado" de "Mysterium". Sin embargo, el "misterio" muy pronto compartió el destino de sus "hermanos" ópticos - "nebulia" y "corona". El hecho es que durante muchas décadas las líneas brillantes de las nebulosas y la corona solar no se prestaron a la identificación con ninguna línea espectral conocida. Por lo tanto, se atribuyeron a ciertos elementos hipotéticos desconocidos en la tierra: "nebulio" y "corona". En 1939-1941. Se demostró de manera convincente que las misteriosas líneas "coronium" pertenecen a los átomos ionizados múltiples de hierro, níquel y calcio.
Si se necesitaron décadas para "desacreditar" el "nebulio" y la "corona", unas pocas semanas después del descubrimiento quedó claro que las líneas del "misterio" pertenecían al hidroxilo ordinario, pero solo en condiciones extraordinarias.
Así, las fuentes del "misterio" son gigantescos máseres cósmicos naturales que operan en una línea de hidroxilo de 18 cm de longitud de onda. Es en máseres (y en frecuencias ópticas e infrarrojas, en láseres) donde se logra un enorme brillo de línea y su espectro espectral. el ancho es pequeño ... Como se sabe, la amplificación de la radiación en líneas debido a este efecto es posible cuando el medio en el que se propaga la radiación se "activa" de alguna manera. Esto significa que alguna fuente de energía de "terceros" (el llamado "bombeo") hace que la concentración de átomos o moléculas en el nivel inicial (superior) sea anormalmente alta. Un maser o un láser es imposible sin una "bomba" constante. La cuestión de la naturaleza del mecanismo para "bombear" máseres cósmicos aún no se ha resuelto definitivamente. Sin embargo, es más probable que se "bombee" radiación infrarroja bastante potente. Otro posible mecanismo de bombeo podrían ser algunas reacciones químicas.
El mecanismo del "bombeo" de estos máseres aún no está del todo claro; sin embargo, uno puede formarse una idea aproximada de las condiciones físicas en las nubes que emiten una línea de 18 cm por el mecanismo del máser. En primer lugar, resulta que estas nubes son bastante densas: 10 8 -10 9 partículas, y una parte significativa (y quizás la mayoría) de ellas son moléculas. Es poco probable que la temperatura supere los dos mil grados, lo más probable es que sea de unos 1000 grados. Estas propiedades están en marcado contraste con las de incluso las nubes más densas de gas interestelar. Teniendo en cuenta el tamaño relativamente pequeño de las nubes, llegamos involuntariamente a la conclusión de que se parecen bastante a las atmósferas extendidas y bastante frías de las estrellas supergigantes. Parece que estas nubes no son más que Etapa temprana desarrollo de protoestrellas, inmediatamente después de su condensación del medio interestelar. Otros hechos también apoyan esta afirmación (que el autor de este libro expresó en 1966). Las estrellas jóvenes y calientes son visibles en nebulosas donde se observan máseres cósmicos. En consecuencia, recientemente terminó y, muy probablemente, continúa hasta el presente, el proceso de formación de estrellas. Quizás lo más curioso es que, como muestran las observaciones radioastronómicas, los máseres cósmicos de este tipo están, por así decirlo, "sumergidos" en nubes pequeñas y muy densas de hidrógeno ionizado. Estas nubes contienen mucho polvo cósmico, lo que las hace inobservables en el rango óptico. Estos "capullos" son ionizados por la estrella joven y caliente dentro de ellos. Al estudiar los procesos de formación de estrellas, la astronomía infrarroja ha demostrado ser muy útil. De hecho, para los rayos infrarrojos, la absorción interestelar de luz no es tan importante.
Ahora podemos imaginar la siguiente imagen: a partir de la nube del medio interestelar, a través de su condensación, se forman varios grupos de diferentes masas, evolucionando hacia protoestrellas. La tasa de evolución es diferente: será mayor para grupos más masivos. Por lo tanto, en primer lugar, el grupo más masivo se convertirá en una estrella caliente, mientras que el resto permanecerá más o menos tiempo en la etapa de protoestrella. Los observamos como fuentes de radiación máser en las inmediaciones de una estrella caliente "recién nacida", que ioniza el hidrógeno del "capullo" que no se ha condensado en grupos. Por supuesto, este esquema aproximado se perfeccionará aún más y, por supuesto, se le harán cambios significativos. Pero el hecho permanece: de repente resultó que durante algún tiempo (probablemente un tiempo relativamente corto) las protoestrellas recién nacidas, hablando en sentido figurado, “gritan” acerca de su nacimiento, utilizando los últimos métodos de radiofísica cuántica (es decir, masers).
Una vez en la secuencia principal y dejando de arder, la estrella emite durante mucho tiempo prácticamente sin cambiar su posición en el diagrama espectro-luminosidad. Su radiación está respaldada por reacciones termonucleares que tienen lugar en las regiones centrales. Por lo tanto, la secuencia principal es, por así decirlo, el lugar geométrico de los puntos en el diagrama espectro-luminosidad, donde una estrella (dependiendo de su masa) puede emitir durante mucho tiempo y de manera constante debido a reacciones termonucleares. El lugar de una estrella en la secuencia principal está determinado por su masa. Cabe señalar que hay un parámetro más que determina la posición de una estrella emisora ​​en equilibrio en el diagrama espectro-luminosidad. Este parámetro es la composición química inicial de la estrella. Si el contenido relativo de elementos pesados ​​disminuye, la estrella "se acostará" en el diagrama siguiente. Es esta circunstancia la que explica la presencia de una secuencia de subenanas. Como se mencionó anteriormente, la abundancia relativa de elementos pesados ​​en estas estrellas es decenas de veces menor que en las estrellas de la secuencia principal.
El tiempo de residencia de una estrella en la secuencia principal está determinado por su masa inicial. Si la masa es grande, la radiación de la estrella tiene un poder tremendo y agota rápidamente las reservas de su "combustible" de hidrógeno. Así, por ejemplo, las estrellas de la secuencia principal con una masa superior a la solar en varias docenas de veces (estas son gigantes azules calientes de clase espectral O) pueden emitir de manera constante, estando en esta secuencia solo unos pocos millones de años, mientras que las estrellas con una masa cercana a la solar, están en la secuencia principal durante 10-15 mil millones de años.
El "agotamiento" del hidrógeno (es decir, su transformación en helio en reacciones termonucleares) ocurre solo en las regiones centrales de la estrella. Esto se debe al hecho de que la materia estelar se mezcla solo en las regiones centrales de la estrella, donde tienen lugar las reacciones nucleares, mientras que el elefante exterior mantiene inalterado el contenido relativo de hidrógeno. Dado que la cantidad de hidrógeno en las regiones centrales de la estrella es limitada, tarde o temprano (dependiendo de la masa de la estrella) se "quemará" casi por completo allí. Los cálculos muestran que la masa y el radio de su región central, en la que tienen lugar las reacciones nucleares, disminuyen gradualmente, mientras que la estrella se mueve lentamente hacia la derecha en el diagrama de espectro-luminosidad. Este proceso es mucho más rápido en estrellas relativamente masivas.
¿Qué le pasará a una estrella cuando todo (o casi todo) el hidrógeno de su núcleo "se consuma"? Dado que cesa la liberación de energía en las regiones centrales de la estrella, la temperatura y la presión no se pueden mantener allí al nivel necesario para contrarrestar la fuerza gravitacional que comprime la estrella. El núcleo de la estrella comenzará a encogerse y su temperatura aumentará. Se forma una región caliente muy densa, que consiste en helio (en el que se ha convertido el hidrógeno) con una pequeña mezcla de elementos más pesados. El gas en este estado se llama "degenerado". Tiene varias propiedades interesantes. En esta densa región caliente, las reacciones nucleares no ocurrirán, pero se desarrollarán de manera bastante intensa en la periferia del núcleo, en una capa relativamente delgada. La estrella "se hincha", por así decirlo, y comienza a "descender" de la secuencia principal, pasando a la región de las gigantes rojas. Además, resulta que las estrellas gigantes con una menor abundancia de elementos pesados ​​tendrán una mayor luminosidad con el mismo tamaño.

Evolución de una estrella de clase G usando el ejemplo del Sol:

1.4 FIN DE LA ESTRELLA
¿Qué les sucede a las estrellas cuando se agota la reacción helio-carbono en las regiones centrales, al igual que la reacción del hidrógeno en la capa delgada que rodea el núcleo denso y caliente? ¿Qué etapa de evolución seguirá a la etapa de la gigante roja?

Enanas blancas

La totalidad de los datos de observación, así como una serie de consideraciones teóricas, indican que en esta etapa de la evolución, las estrellas cuya masa es menos de 1,2 veces la masa del Sol, una parte significativa de su masa, que forma su capa exterior, es "arrojado". Observamos tal proceso, aparentemente, como la formación de las llamadas "nebulosas planetarias". Después de que la envoltura exterior se separa de la estrella a una velocidad relativamente baja, sus capas interiores muy calientes quedan "expuestas". En este caso, la capa separada se expandirá, alejándose cada vez más de la estrella.
La poderosa radiación ultravioleta de la estrella, el núcleo de la nebulosa planetaria, ionizará los átomos de la envoltura, excitando su brillo. Después de varias decenas de miles de años, la envoltura se disipará y solo quedará una estrella pequeña, muy caliente y densa. Poco a poco, enfriándose bastante lentamente, se convertirá en una enana blanca.
Así, las enanas blancas parecen "madurar" dentro de las estrellas - gigantes rojas - y "nacen" después de la separación de las capas externas de las estrellas gigantes. En otros casos, el desprendimiento de las capas externas puede ocurrir no a través de la formación de nebulosas planetarias, sino a través de la salida gradual de átomos. De una forma u otra, las enanas blancas, en las que todo el hidrógeno "se quemó" y las reacciones nucleares se han detenido, aparentemente representan La etapa final evolución de la mayoría de las estrellas. La conclusión lógica de esto es el reconocimiento de la relación genética entre las últimas etapas de la evolución estelar y las enanas blancas.

Enanas blancas con atmósfera de carbono

A una distancia de 500 años luz de la Tierra, en la constelación de Acuario, se encuentra una estrella moribunda como el Sol. Durante los últimos miles de años, esta estrella ha generado la Nebulosa Helix, una nebulosa planetaria cercana bien estudiada. La nebulosa planetaria es la etapa terminal habitual de la evolución de las estrellas de este tipo. Esta imagen de la Nebulosa Helix del Observatorio Espacial Infrarrojo muestra radiación proveniente principalmente de las capas de hidrógeno molecular en expansión. El polvo, que generalmente se encuentra en tales nebulosas, también debería irradiar intensamente en el rango infrarrojo. Sin embargo, parece estar ausente en esta nebulosa. La razón puede estar en la estrella central, una enana blanca. Esta estrella pequeña pero muy caliente emite energía en el rango ultravioleta de onda corta y, por lo tanto, no es visible en las imágenes infrarrojas. Los astrónomos creen que con el tiempo, esta intensa radiación ultravioleta puede haber destruido el polvo. También se espera que el Sol pase por la etapa de nebulosa planetaria en 5 mil millones de años.

A primera vista, la Nebulosa Helix (o NGC 7293) tiene una forma circular simple. Sin embargo, ahora ha quedado claro que esta nebulosa planetaria bien investigada, generada por una estrella similar al sol que se acerca al final de su vida, tiene una estructura sorprendentemente compleja. Sus bucles extendidos y manchas de gas y polvo parecidas a cometas se han explorado en imágenes del Telescopio Espacial Hubble. Sin embargo, esta imagen clara de la Nebulosa Helix se tomó con un telescopio con un diámetro de lente de solo 16 pulgadas (40,6 cm), equipado con una cámara y un conjunto de filtros de banda ancha y banda estrecha. Se pueden ver detalles estructurales interesantes en la imagen compuesta en color, incluidas rayas radiales azul-verde, o radios, de ~ 1 año luz de largo, que hacen que la nebulosa parezca una rueda de bicicleta cósmica. La presencia de los radios parece indicar que la Nebulosa Helix en sí misma es una nebulosa planetaria vieja y evolucionada. La nebulosa se encuentra a solo 700 años luz de la Tierra en la constelación de Acuario.

Enanas negras

Al enfriarse gradualmente, emiten cada vez menos, pasando a invisibles enanas "negras". Son estrellas muertas, frías, de muy alta densidad, millones de veces más densas que el agua. Sus tamaños son más pequeños que los tamaños. el mundo, aunque las masas son comparables a las del sol. El proceso de enfriamiento de las enanas blancas lleva muchos cientos de millones de años. Así es como la mayoría de las estrellas terminan su existencia. Sin embargo, el final de la vida de estrellas comparativamente masivas puede ser mucho más dramático.

Estrellas de neutrones

Si la masa de una estrella en contracción es más de 1,4 veces la masa del Sol, entonces dicha estrella, habiendo alcanzado la etapa de enana blanca, no se detendrá allí. Las fuerzas gravitacionales en este caso son muy grandes y los electrones se presionan hacia los núcleos atómicos. Como resultado, los isótopos se convierten en neutrones capaces de volar entre sí sin ningún espacio. La densidad de las estrellas de neutrones es incluso mayor que la de las enanas blancas; pero si la masa del material no excede las 3 masas solares, los neutrones, como los electrones, pueden evitar una mayor compresión ellos mismos. Una estrella de neutrones típica tiene solo de 10 a 15 km de diámetro y un centímetro cúbico de su sustancia pesa alrededor de mil millones de toneladas. Además de su densidad inaudita, las estrellas de neutrones tienen otras dos propiedades especiales que permiten su detección, a pesar de su pequeño tamaño: son de rotación rápida y un fuerte campo magnético. En general, todas las estrellas giran, pero cuando una estrella se contrae, su velocidad de rotación aumenta, al igual que un patinador sobre hielo gira mucho más rápido cuando se sostiene las manos. Una estrella de neutrones realiza varias revoluciones por segundo. Junto con esta rotación excepcionalmente rápida, las estrellas de neutrones tienen un campo magnético millones de veces más fuerte que el de la Tierra.

Hubble vio una estrella de neutrones solitaria en el espacio.

Púlsares

Los primeros púlsares se descubrieron en 1968, cuando los radioastrónomos descubrieron señales regulares que nos llegaban desde cuatro puntos de la galaxia. Los científicos se sorprendieron por el hecho de que algunos objetos naturales pueden emitir pulsos de radio con un ritmo tan regular y rápido. Sin embargo, al principio, los astrónomos sospecharon durante un breve período de tiempo la participación de algunas criaturas pensantes que vivían en las profundidades de la Galaxia. Pero pronto se encontró una explicación natural. En el poderoso campo magnético de una estrella de neutrones, los electrones en espiral generan ondas de radio que se emiten en un haz estrecho como un reflector. La estrella gira rápidamente y el rayo de radio cruza nuestra línea de visión como un faro. Algunos púlsares emiten no solo ondas de radio, sino también luz, rayos X y rayos gamma. El período de los púlsares más lentos es de unos cuatro segundos, y los más rápidos son milésimas de segundo. La rotación de estas estrellas de neutrones fue por alguna razón aún más acelerada; quizás sean parte de sistemas binarios.
Gracias al proyecto de computación distribuida [correo electrónico protegido] en 2012 se encontraron 63 púlsares.

Pulsar oscuro

Supernovas

Las estrellas, cuyas masas no alcanzan 1,4 masas solares, mueren tranquila y serenamente. ¿Qué pasa con las estrellas más masivas? ¿Cómo surgen las estrellas de neutrones y los agujeros negros? La catastrófica explosión que acaba con la vida de una estrella masiva es realmente impresionante. Este es el fenómeno natural más poderoso que ocurre en las estrellas. Se libera más energía en un instante de la que ha emitido nuestro Sol en 10 mil millones de años. El flujo luminoso enviado por una estrella moribunda es equivalente a una galaxia entera, pero la luz visible es solo una pequeña fracción de la energía total. Los restos de la estrella que explotó se están dispersando a velocidades de hasta 20.000 km por segundo.
Estas grandiosas explosiones estelares se llaman supernovas. Las supernovas son raras. Cada año, se descubren de 20 a 30 supernovas en otras galaxias, principalmente como resultado de búsquedas sistemáticas. Durante un siglo en cada galaxia puede haber de una a cuatro. Sin embargo, en nuestra propia galaxia, no se han observado supernovas desde 1604, tal vez sí, pero permanecieron invisibles debido a la gran cantidad de polvo en el interior. Vía Láctea.

Explosión de supernova.

Agujeros negros

DESDE una estrella con una masa superior a tres masas solares y un radio de más de 8,85 kilómetros, la luz ya no puede escapar de ella al espacio. El rayo que sale de la superficie se dobla tanto en el campo de gravedad que regresa a la superficie. Cuantos de luz
etc .................

La luminosidad de las estrellas se calcula a partir de su magnitud estelar absoluta M, que está relacionada con la magnitud estelar aparente m por las relaciones

M = m + 5 + 51gπ (116)

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

donde π es la paralaje anual de la estrella, expresada en segundos de arco (") y r es la distancia de la estrella en parsecs (ps). La magnitud absoluta Μ obtenida de las fórmulas (116) y (117) pertenece al mismo tipo como la magnitud aparente m, es decir, puede ser visual Μ v, fotográfica M pg, fotoeléctrica (M v, M in o M v), etc. En particular, la magnitud bolométrica absoluta que caracteriza la radiación total,

M segundo = M v + segundo (118)

y también se puede calcular a partir de la magnitud bolométrica aparente

metro segundo = metro v + segundo, (119)

donde b es la corrección bolométrica según el tipo espectral y la clase de luminosidad de la estrella.

La luminosidad de L estrellas se expresa en la luminosidad del Sol, tomada como una unidad (L = 1), y luego

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

donde M es la magnitud estelar absoluta del Sol: visual M v = +4 m, 79; fotográfica M pg - = + 5m, 36; amarillo fotovoltaico Μ ν = +4 m 77; azul fotovoltaico M B = 5 m, 40; bolométrico M b = +4 m, 73. Estas magnitudes deben usarse al resolver los problemas de esta sección.

La luminosidad de la estrella calculada por la fórmula (120) corresponde a la forma de las magnitudes estelares absolutas de la estrella y el Sol.

Ley de Stefan-Boltzmann

se puede utilizar para determinar la temperatura efectiva T e solo para aquellas estrellas para las que se conocen los diámetros angulares. Si Ε es la cantidad de energía que cae de una estrella o del Sol a lo largo de la normal a un área de 1 cm 2 del límite de la atmósfera terrestre en 1 s, entonces con un diámetro angular Δ, expresado en segundos de arco (" ), la temperatura

(121)

donde σ = 1.354 · 10-12 cal / (cm 2 · s · deg 4) = 5.70 · 10-5 erg / (cm2 · s · deg 4) de la fórmula (111) de la diferencia entre las magnitudes estelares bolométricas del estrella y el Sol en comparación con la constante solar Ε ~ 2 cal / (cm2 min).

La temperatura de color del Sol y las estrellas en cuyos espectros se conoce la distribución de energía se puede encontrar mediante la ley de Wien.

Τ = K / λ m, (122)

donde λ m es la longitud de onda correspondiente a la energía máxima, y ​​K es una constante que depende de las unidades de medida λ. Cuando se mide λ en cm K = 0.2898 cm · deg, y cuando se mide λ en angstroms (Å) K = 2898 · 10 4 Å · deg.

Con un grado razonable de precisión, la temperatura de color de las estrellas se calcula a partir de sus índices de color C y (B-V).

(123)

(124)

Las masas de Μ estrellas generalmente se expresan en las masas del Sol (Μ = 1) y se determinan de manera confiable solo para binarios físicos (con un paralaje conocido π) de acuerdo con la tercera ley generalizada de Kepler: la suma de las masas de los componentes de una estrella binaria

Μ 1 + M 2 = un 3 / P 2, (125)

donde Ρ es el período de revolución de la estrella compañera alrededor de la estrella principal (o ambas estrellas alrededor del centro de masa común), expresado en años, y a es el semieje mayor de la órbita de la estrella compañera en unidades astronómicas (AU) .

La cantidad a en a. Es decir, se calcula a partir del valor angular del semieje mayor a "y el paralaje π, obtenido a partir de observaciones en segundos de arco:

a = a "/ π (126)

Si se conoce la razón de las distancias a 1 y a 2 de los componentes de una estrella binaria desde su centro de masa común, entonces la igualdad

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

le permite calcular la masa de cada componente por separado.

Los radios lineales R de las estrellas siempre se expresan en los radios del Sol (R = 1) y para las estrellas con diámetros angulares conocidos Δ (en segundos de arco)

(128)

logΔ = 5,444 - 0,2 m b -2 log T (129)

Los radios lineales de las estrellas también se calculan mediante las fórmulas

lgR = 8.473-0.20M b -2 lgT (130)

lgR = 0.82C-0.20M v + 0.51 (131)

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

en el que T es la temperatura de la estrella (estrictamente hablando, efectiva, pero si no se conoce, entonces la temperatura de color).

Dado que los volúmenes de las estrellas siempre se expresan en los volúmenes del Sol, son proporcionales a R 3 y, por lo tanto, a la densidad media de la materia estelar (densidad media de una estrella).

(133)

donde ρ es la densidad media de la materia solar.

Para ρ = 1, la densidad media de una estrella se obtiene en las densidades de materia solar; si es necesario calcular ρ en g / cm3, se debe tomar ρ = 1,41 g / cm3.

Poder de radiación de una estrella o del Sol

(134)

y la pérdida de masa cada segundo por radiación está determinada por la fórmula de Einstein

(135)

donde c = 3 10 10 cm / s es la velocidad de la luz, ΔΜ se expresa en gramos por segundo y ε 0 - en ergios por segundo.

Ejemplo 1. Determine la temperatura efectiva y el radio de la estrella Vega (una Lyrae), si su diámetro angular es 0 ", 0035, el paralaje anual es 0", 123 y la magnitud bolométrica es 0 m, 54. La magnitud estelar bolométrica del Sol es -26 m, 84, y la constante solar es cercana a 2 cal / (cm 2 min).

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

Sol, m b = - 26m, 84, E = 2 cal / (cm 2 min) = 1/30 cal / (cm 2 s); constante σ = 1.354 x 10-12 cal / (cm 2 · s · deg 4).

Solución... Cayendo normal por unidad de área La superficie de la tierra la radiación de una estrella, similar a la constante solar, se calcula mediante la fórmula (111):

log E / E = 0.4 (m b - m b) = 0.4 (-26 m, 84 + 0 m, 54) = -10.520 = -11 + 0.480,

de donde E / E = 3.02 · 10-11,

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

Según (121), la temperatura efectiva de la estrella

Según la fórmula (128), el radio de Vega

Ejemplo 2. Encuentre las características físicas de la estrella de Sirio (un Canis Major) y su compañera de acuerdo con los siguientes datos de observación: la magnitud amarilla aparente de Sirio es -1 m, 46, su índice de color principal es 0 m, 00, y para el estrella compañera, respectivamente, +8 m, 50 y +0 m, 15; el paralaje de la estrella es 0 ", 375; el satélite gira alrededor de Sirio con un período de 50 años en una órbita con un valor angular del semieje mayor de 7", 60, y la relación de las distancias de ambas estrellas al centro de masa común es 2,3: 1. La magnitud estelar absoluta del Sol en rayos amarillos se toma como +4 m, 77.

Datos: Sirio, V 1 = - 1 m, 46, (B-V) 1 = 0 m, 00;

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

Sol, M v = +4 m, 77.

Solución... Según las fórmulas (116) y (120), la magnitud estelar absoluta de Sirio

M v1 = V 1 + 5 + 5 lgp = -1 m, 46 + 5 + 5 lg 0.375 = +1 m, 41, y el logaritmo de su luminosidad

de donde la luminosidad L 1 = 22.

Según la fórmula (124), la temperatura de Sirio

por la fórmula (132)

y luego el radio de Sirio R 1 = 1,7, y su volumen R 1 3 = 1,7 3 = 4,91 (el volumen del Sol).

Las mismas fórmulas dan para el satélite de Sirio: M v2 = +11 m, 37; L 2 = 2,3. 10 -3; T _ {2} = 9100º; R 2 = 0,022; R 2 3 = 10,6 · 10 -6.

Según la fórmula (126), el semieje mayor de la órbita del satélite

por (125) la suma de las masas de ambas estrellas

y, de acuerdo con (127), la relación de masa

de donde, con la solución conjunta de las ecuaciones (125) y (127), encontramos la masa de Sirio Μ 1 = 2.3 y la masa de su satélite M 2 = 1.0

La densidad media de estrellas se calcula mediante la fórmula (133): Sirio

y su compañera

De las características encontradas - radio, luminosidad y densidad - queda claro que Sirio pertenece a las estrellas de la secuencia principal, y su compañera es una enana blanca.

Problema 284. Calcula la luminosidad visual de las estrellas cuyo brillo visual y paralaje anual se indican entre paréntesis: α Eagle (0m, 89 y 0 ", 198), α Ursa Minor (2m, 14 y 0", 005) y ε Indian (4m, 73 y 0 ", 285).

Tarea 285. Encuentre la luminosidad fotográfica de las estrellas para las que se indican entre paréntesis el brillo visual, el índice de color habitual y la distancia al Sol: β Gemini (lm, 21, + 1m, 25 y 10,75 ps); η Leo (3 m, 58, + 0 m, 00 y 500 ps); Estrella de Kaptein (8 m, 85, +1 m, 30 y 3,98 ps). La magnitud del Sol se indica en el problema 275.

Tarea 286.¿Cuántas veces la luminosidad visual de las estrellas del problema anterior es mayor que su luminosidad fotográfica?

Problema 287. La brillantez visual de la Capella (una Aurigae) es de 0 m, 21 y su compañera es de 10 m, 0. Los índices de color de estas estrellas son + 0 m, 82 y + 1 m, 63, respectivamente. Determine cuántas veces la luminosidad visual y fotográfica de la Capella es mayor que la luminosidad correspondiente de su compañera.

Tarea 288. La magnitud visual absoluta de Canis Major β es -2m, 28. Encuentre la luminosidad visual y fotográfica de dos estrellas, una de las cuales (con un índice de color de + 0m, 29) es 120 veces más brillante y la otra (con un índice de color de + 0m, 90) es 120 veces más tenue que el β Canis Major.

Tarea 289. Si el Sol, Rigel (β Orion), Toliman (y Centauri) y su satélite Proxima (el más cercano) estuvieran a la misma distancia de la Tierra, entonces, ¿cuánta luz recibiría de estas estrellas en comparación con el sol? El brillo visual de Rigel es 0m, 34, su paralaje es 0 ", 003, los mismos valores para Tolimán son 0m, 12 y 0", 751, y para Proxima es 10m, 68 y 0 ", 762. El La magnitud del Sol se indica en el problema 275.

Tarea 290. Encuentra las distancias al Sol y las paralaje de las tres estrellas de la Osa Mayor por su brillo en rayos amarillos y magnitud estelar absoluta en rayos azules:

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

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

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

Tarea 291.¿A qué distancia del Sol está la estrella Spica (un Virgo) y cuál es su paralaje si su luminosidad en los rayos amarillos es 720, el índice de color básico es -0 m, 23 y el brillo en los rayos azules es 0 m, 74?

Tarea 292. La magnitud estelar azul absoluta (en rayos B) de la estrella Capella (una Auriga) + 0m, 20, y la estrella de Procyon (una Canis Minor) + 3m, 09. ¿Cuántas veces estas estrellas en rayos azules son absolutamente más brillantes o más débiles que la estrella Regula (un Leo), la magnitud del amarillo absoluto (en rayos V) es -0m.69 y el índice de color principal es -0m.11?

Tarea 293.¿Cómo se ve el Sol desde la distancia de la estrella Tolimán (un Centauri), cuyo paralaje es 0 ", 751?

Tarea 294.¿Cuál es el brillo visual y fotográfico del Sol desde las distancias de las estrellas Regulus (un Leo), Antares (un Escorpio) y Betelgeuse (un Orion), cuyas paralaje son, respectivamente, 0 ", 039, 0", 019 y 0 ", 005?

Tarea 295.¿En qué se diferencian las correcciones bolométricas de los índices de color básicos cuando la luminosidad bolométrica de una estrella es 20, 10 y 2 veces mayor que su luminosidad amarilla, que, a su vez, es 5, 2 y 0,8 veces mayor que la azul? luminosidad de la estrella, respectivamente?

Tarea 296. La energía máxima en el espectro de Spica (un Virgo) cae sobre una onda electromagnética con una longitud de 1450 Å, en el espectro de Capella (un Aurigae) en 4830 Å y en el espectro de Pollux (β Gemini) en 6580 Å. Determina la temperatura de color de estas estrellas.

Tarea 297. La constante solar fluctúa periódicamente en el rango de 1,93 a 2,00 cal / (cm 2 · min). ¿Cuánto cambia la temperatura efectiva del Sol, cuyo diámetro aparente es cercano a 32 "? Cm 2 s deg 4).

Tarea 298. Usando el resultado del problema anterior, encuentre un valor aproximado para la longitud de onda correspondiente a la energía máxima en el espectro solar.

Tarea 299. Determine la temperatura efectiva de las estrellas a partir de sus diámetros angulares medidos y la radiación que llega desde ellas a la Tierra, indicada entre paréntesis:

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

\ Alpha de Orla (0 ", 0030 y 2,13 · 10-11 cal / (cm 2 · min));

\ alpha Orión (0 ", 046 y 7,70 · 10-11 cal / (cm 2 · min)).

Problema 300. La magnitud bolométrica aparente de la estrella α Eridani es -1m, 00 y el diámetro angular es 0 ", 0019, la estrella α Crane tiene parámetros similares + 1m, 00 y 0", 0010, y la estrella α Tauri es + 0m, 06 y 0 ", 0180 Calcula la temperatura de estas estrellas, asumiendo que la magnitud bolométrica aparente del Sol es -26m, 84 y la constante solar cercana a 2 cal / (cm2 min).

Tarea 301. Determine la temperatura de las estrellas, cuyo brillo visual y fotográfico se indica entre paréntesis: γ Orion (1m, 70 y 1m, 41); \ varepsilon Hércules (3 m, 92 y 3 m, 92); α Perseo (1 m, 90 y 2 m, 46); β Andrómeda (2m, 37 y 3m, 94).

Tarea 302. Calcule la temperatura de las estrellas a partir de las magnitudes fotoeléctricas amarillo y azul indicadas entre paréntesis: ε Canis Major (1m, 50 y 1m, 29); \ beta Orión (0 m, 13 y 0 m, 10); α Carina (-0 m, 75 y -0 m, 60); α Acuario (2 m, 87 y 3 m, 71); \ alpha Bootes (-0 m, 05 y 1 m, 18); α Ceti (2 m, 53 y 4 m, 17).

Tarea 303. Con base en los resultados de las dos tareas anteriores, encuentre la longitud de onda correspondiente a la energía máxima en los espectros de las mismas estrellas.

Tarea 304. La estrella Begi (una Lyra) tiene paralaje 0 ", 123 y un diámetro angular de 0", 0035, Altair (un águila) tiene parámetros similares 0 ", 198 y 0", 0030, Rigel (β Orion) - 0 ", 003 y 0 ", 0027 y para Aldebarán (un Tauro) - 0", 048 y 0 ", 0200. Encuentra los radios y los volúmenes de estas estrellas.

Problema 305. El brillo de Deneb (un Cygnus) en rayos azules es 1m, 34, su índice de color principal es + 0m, 09 y el paralaje es 0 ", 004; los mismos parámetros para la estrella ε Gemini son 4m, 38, + 1m, 40 y 0 ", 009, y la estrella γ Eridani tiene 4m, 54, + 1m, 60 y 0", 003. Encuentra los radios y volúmenes de estas estrellas.

Problema 306. Compare los diámetros de δ Ophiuchus y la estrella de Barnard, cuya temperatura es la misma, si la primera estrella tiene una magnitud bolométrica aparente de 1m, 03 y paralaje de 0 ", 029, y la segunda tiene los mismos parámetros 8m, 1 y 0" , 545.

Problema 307. Calcule los radios lineales de las estrellas, cuya temperatura y magnitud bolométrica absoluta se conocen: para α Ceti 3200 ° y -6m, 75, para β Leo 9100 ° y + 1m, 18, y para ε Indian 4000 ° y + 6m , 42.

Problema 308.¿Cuáles son los diámetros angulares y lineales de las estrellas, cuya magnitud bolométrica aparente, cuya temperatura y paralaje se indican entre paréntesis: η Ursa Major (-0m, 41, 15500 ° y 0 ", 004), ε Ursa Major (+ lm , 09, 10 000 ° y 0 ", 008) y β Dragon (+ 2m, 36, 5200 ° y 0", 009)?

Tarea 309. Si dos estrellas tienen aproximadamente el mismo radio de temperatura y difieren en 20, 100 y 500 veces, ¿cuántas veces difieren sus luminosidades bolométricas?

Problema 310. Cuántas veces el radio de la estrella α Acuario (subclase espectral G2Ib) excede el radio del Sol (subclase espectral G2V), si su magnitud visual aparente es 3 m, 19, la corrección bolométrica es -0 m, 42 y el paralaje es 0 ", 003, las temperaturas de ambas estrellas son aproximadamente las mismas, y la magnitud estelar bolométrica absoluta del Sol es + 4m, 73?

Tarea 311. Calcule la corrección bolométrica para estrellas de la subclase espectral G2V, a la que pertenece el Sol, si el diámetro angular del Sol es 32 ", su magnitud visual aparente es -26m, 78 y la temperatura efectiva es 5800 °.

Tarea 312. Encuentre el valor aproximado de la corrección bolométrica para estrellas de la subclase espectral B0Ia, a la que pertenece la estrella ε Orion, si su diámetro angular es 0 ", 0007, la magnitud aparente es 1m, 75 y la energía máxima en su espectro cae en una longitud de onda de 1094 Å.

Tarea 313. Calcule el radio y densidad media estrellas especificadas en el problema 285, si la masa de β Gemini es aproximadamente 3.7, la masa de η Leo es cercana a 4.0 y la masa de la estrella de Kaptein es 0.5.

Tarea 314. El brillo visual de la estrella polar es 2m, 14, su índice de color habitual es + 0m, 57, el paralaje es 0 ", 005 y la masa es 10. Los mismos parámetros para la estrella Fomalhaut (un Piscis del Sur) 1m, 29 , + 0m, 11, 0 ", 144 y 2.5, y para la estrella van Maanen 12m, 3, + 0m, 50, 0", 236 y 1.1. Determinar la luminosidad, radio y densidad promedio de cada estrella e indicar su posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Tarea 315. Encuentre la suma de las masas de los componentes de la estrella binaria ε Hydra, cuyo paralaje es 0 ", 010, el período orbital del satélite es 15 años y las dimensiones angulares del semieje mayor de su órbita son 0 ", 21.

Tarea 316. Encuentre la suma de las masas de los componentes de la estrella binaria α Ursa Major, cuyo paralaje es 0 ", 031, el período orbital del satélite es 44,7 años y las dimensiones angulares del semieje mayor de su órbita. son 0 ", 63.

Tarea 317. Calcule las masas de los componentes de estrellas binarias utilizando los siguientes datos:

Tarea 318. Calcule el radio, el volumen y la densidad promedio de las estrellas principales en el problema anterior. La magnitud amarilla visible y el índice de color principal de estas estrellas son α Auriga 0m, 08 y + 0m, 80, α Gemini 2m, 00 y + 0m, 04 y ξ Ursa Major 3m, 79 y + 0m, 59.

Tarea 319. Para el Sol y las estrellas indicadas en el problema 299, calcule la potencia de radiación y la pérdida de masa por segundo, día y año. Los paralaje de estas estrellas son los siguientes: α Leo 0 ", 039, α Eagle 0", 198 y α Orion 0 ", 005.

Problema 320. Con base en los resultados de la tarea anterior, calcule la duración de la intensidad de radiación observada del Sol y las mismas estrellas, asumiendo que es posible antes de perder la mitad de su masa moderna, que (en las masas del Sol) para α Leo es 5.0 , α Eagle es 2.0 y α Orion es 15 La masa del Sol debe tomarse igual a 2 · 10 33 g.

Tarea 321. Determine las características físicas de los componentes de la estrella binaria Procyoia (una Canis Minor) e indique su posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell, si se conocen las observaciones: el brillo visual de Procyon 0m, 48, su índice de color habitual + 0m, 40 , magnitud bolométrica aparente 0m, 43, diámetro angular 0 ", 0057 y paralaje 0", 288; el brillo visual del satélite Procyon es de 10 m, 81, su índice de color habitual es + 0 m, 26, el período orbital alrededor de la estrella principal es de 40,6 años en órbita con un semieje mayor aparente de 4 ", 55; la relación de las distancias de ambas estrellas desde su centro de masa común es 19: 7.

Tarea 322. Resuelva el problema anterior para el binario α Centauri. La estrella principal tiene una magnitud fotoeléctrica amarilla de 0 m, 33, un índice de color base de + 0 m, 63 y una magnitud bolométrica aparente de 0 m, 28; el satélite tiene valores similares 1m, 70, + 1m, 00 y 1m, 12, el período orbital es 80,1 años a una distancia media aparente de 17 ", 6; el paralaje de la estrella es 0", 751 y la relación de las distancias de los componentes desde su centro de masa común es 10: nueve.

Respuestas - La naturaleza física del sol y las estrellas.

Estrellas múltiples y variables

El brillo Ε de una estrella múltiple es igual a la suma del brillo Ε i de todos sus componentes

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

y por lo tanto su magnitud estelar aparente my absoluta Μ son siempre menores que la magnitud estelar correspondiente m i y M i de cualquier componente. Poniendo la fórmula de Pogson (111)

lg (E / E 0) = 0.4 (m 0 -m)

E 0 = 1 y m 0 = 0, obtenemos:

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

Habiendo determinado mediante la fórmula (137) el brillo E i de cada componente, el brillo total Ε de la estrella múltiple se encuentra mediante la fórmula (136) y nuevamente mediante la fórmula (137) m = -2,5 log E.

Si se especifican las proporciones de brillo de los componentes

E 1 / E 2 = k,

E 3 / E 1 = n

y así sucesivamente, entonces el brillo de todos los componentes se expresa a través del brillo de uno de ellos, por ejemplo, E 2 = E 1 / k, Ε 3 = n Ε 1, etc., y luego, usando la fórmula (136), encontrar E.

La velocidad orbital media ν de las componentes de una estrella variable eclipsante se puede encontrar a partir del desplazamiento periódico máximo Δλ de las líneas (con longitud de onda λ) desde su posición media en su espectro, ya que en este caso podemos tomar

v = v r = c (Δλ / λ) (138)

donde v r es la velocidad radial y c = 3 · 10 5 km / s es la velocidad de la luz.

Usando los valores encontrados de v componentes y el período de variabilidad Ρ, las estrellas calculan los ejes semi-mayores a 1 y a 2 de sus órbitas absolutas:

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

luego - semi-eje mayor de la órbita relativa

una = una 1 + una 2 (140)

y, finalmente, según las fórmulas (125) y (127), las masas de los componentes.

La fórmula (138) también permite calcular la tasa de expansión de las capas gaseosas expulsadas por estrellas nuevas y supernovas.

Ejemplo 1. Calcule la magnitud visual aparente de los componentes de una estrella triple si su magnitud visual es 3 m, 70, el segundo componente es 2.8 veces más brillante que el tercero y el primero es más brillante que el tercero en 3 m, 32.

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

Solución... Por la fórmula (137) encontramos

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

Para usar la fórmula (136), es necesario encontrar la relación E 1 / E 3; por (111),

lg (E 1 / E 3) = 0.4 (m 3 -m 1) = 0.4 3 m, 32 = 1.328

dónde E 1 = 21,3 E 3

Según (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

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

Por la fórmula (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 lg E 3 = - 2,5 · log 0,00132 = - 2,5 · 3,121 = 7 m, 20.

Ejemplo 2. En el espectro de una estrella variable eclipsante, cuyo brillo cambia a lo largo de 3.953 días, las líneas relativas a su posición promedio cambian periódicamente en direcciones opuestas a valores de 1.9 · 10 -4 y 2.9 · 10 -4 desde la longitud de onda normal. . Calcula las masas de los componentes de esta estrella.

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

Solución... Según la fórmula (138), la velocidad orbital media del primer componente es

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

Velocidad orbital del segundo componente

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

v 2 = 87 km / s.

Para calcular los valores de los semiejes mayores de las órbitas de los componentes, es necesario expresar el período orbital P, igual al período de variabilidad, en segundos. Dado que 1 d = 86400 s, entonces Ρ = 3.953 86400 s. Entonces, de acuerdo con (139), el primer componente tiene el semieje mayor de la órbita

a 1 = 3,10 10 6 km,

mientras que el segundo 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,

y, según (140), el semieje mayor de la órbita relativa

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

Para calcular la suma de las masas de los componentes mediante la fórmula (125), se debe expresar a en a. e. (1 AU = 149,6 10 6 km) y P - en años (1 año = 365 d, 3).

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

La relación de masa, según la fórmula (127),

y luego Μ 1 ~ 0.7 y M 2 ~ 0.5 (en las masas del Sol).

Tarea 323. Determine el brillo visual de la estrella binaria α Piscis, el brillo de cuyos componentes es 4 m, 3 y 5 m, 2.

Tarea 324. Calcule el brillo de una estrella cuádruple ε Lyrae a partir del brillo de sus componentes, igual a 5 m, 12; 6m, 03; 5m, 11 y 5m, 38.

Tarea 325. El brillo visual de la estrella binaria γ Aries es 4m, 02, y la diferencia en magnitudes de sus componentes es 0m, 08. Encuentre la magnitud aparente de cada componente de esta estrella.

Tarea 326.¿Cuál es el brillo de una estrella triple si su primer componente es 3.6 veces más brillante que el segundo, el tercero es 4.2 veces más débil que el segundo y tiene una magnitud de 4 m, 36?

Tarea 327. Encuentre la magnitud aparente de una estrella binaria si uno de los componentes tiene una magnitud de 3 m, 46, y el segundo es 1 m, 68 más brillante que el primer componente.

Problema 328. Calcule la magnitud de los componentes de la estrella triple β Unicornio con una magnitud visual de 4m.07, si el segundo componente es 1,64 veces más débil que el primero y 1m.57 más brillante que el tercero.

Tarea 329. Encuentre la luminosidad visual de los componentes y la luminosidad total del binario α Gemini si sus componentes tienen magnitudes visuales de 1m, 99 y 2m, 85 y el paralaje es 0 ", 072.

Tarea 330. Calcule la luminosidad visual del segundo componente de la estrella binaria γ Virgo, si el brillo visual de esta estrella es 2m, 91, el brillo del primer componente es 3m, 62 y el paralaje es 0 ", 101.

Tarea 331. Determine la luminosidad visual de los componentes de la estrella binaria Mitsara (ζ Ursa Major), si su brillo es 2m, 17, paralaje 0 ", 037, y el primer componente es 4,37 veces más brillante que el segundo.

Problema 332. Encuentre la luminosidad fotográfica de la estrella binaria η Casiopea, el brillo visual de los componentes de los cuales es 3 m, 50 y 7 m, 19, sus índices de color habituales son + 0 m, 571 y + 0 m, 63, y la distancia es 5,49 ps.

Tarea 333. Calcule las masas de los componentes de las estrellas variables eclipsantes utilizando los siguientes datos:

Estrella	Velocidad radial de componentes	Período de variabilidad
β Perseo U Ophiuchus WW Auriga U Cepheus	44 km / sy 220 km / s 180 km / sy 205 km / s 117 km / s y 122 km / s 120 km / sy 200 km / s	2 días, 867 1 día, 677 2 días, 525 2 días, 493

Tarea 334.¿Cuántas veces cambia el brillo visual de las estrellas variables β Perseus y χ Cygnus, si para la primera estrella varía de 2 m, 2 a 3 m, 5, y para la segunda, de 3 m, 3 a 14 m, 2?

Problema 335.¿Cuántas veces cambia la luminosidad visual y bolométrica de las estrellas variables α Orión y α Escorpio, si el brillo visual de la primera estrella varía de 0m, 4 a 1m, 3 y la correspondiente corrección bolométrica de -3m, 1 a -3m , 4, y las segundas estrellas: magnitud de 0 m, 9 a 1 m, 8 y corrección bolométrica de -2 m, 8 a -3 m, 0?

Tarea 336.¿Dentro de qué límites y cuántas veces cambian los radios lineales de las estrellas variables α Orión y α Escorpio, si la paralaje de la primera estrella es 0 ", 005 y el radio angular cambia de 0", 034 (con brillo máximo) a 0 ", 047 (en magnitud mínima), y el segundo tiene una paralaje de 0", 019 y un radio angular de 0 ", 028 a 0", 040?

Tarea 337. Usando los datos de los problemas 335 y 336, calcule la temperatura de Betelgeuse y Antares en su brillo máximo, si en el mínimo la temperatura de la primera estrella es 3200K y la segunda es 3300K.

Tarea 338. Cuántas veces y con qué gradiente diurno cambia la luminosidad de los rayos amarillos y azules de las estrellas cefeidas variables α Ursa Minor, ζ Géminis, η Águila, ΤΥ Escudo y Escudo UZ, cuya información sobre la variabilidad es la siguiente:

Tarea 339. Con base en los datos de la tarea anterior, encuentre las amplitudes del cambio de brillo (en rayos amarillos y azules) y los principales indicadores del color de las estrellas, trace los gráficos de la dependencia de las amplitudes en el período de variabilidad y formule un conclusión sobre la regularidad encontrada en los gráficos.

Problema 340. Con brillo mínimo, la magnitud visual de la estrella δ Cepheus es 4m, 3, y las estrellas del Triángulo R son 12m, 6. ¿Cuál es el brillo de estas estrellas a la luminosidad máxima si aumenta 2,1 y 760 veces, respectivamente?

Tarea 341. El brillo de New Eagle en 1918 cambió en 2,5 días de 10 m, 5 a 1 m, 1. ¿Cuántas veces aumentó y cómo cambió en promedio durante medio día?

Tarea 342. El brillo del New Swan, descubierto el 29 de agosto de 1975, antes del estallido, era cercano a los 21 m, y en su máximo aumentó a 1 m, 9. Si asumimos que, en promedio, la magnitud absoluta de nuevas estrellas con el brillo máximo es de aproximadamente -8 m, entonces, ¿qué luminosidad tenía esta estrella antes del estallido y con el brillo máximo, y a qué distancia aproximadamente del Sol está la estrella? ¿situado?

Tarea 343. Las líneas de emisión de hidrógeno Н5 (4861 А) y Н1 (4340 А) en el espectro de Novaya Orel en 1918 se desplazaron hacia el extremo violeta en 39,8 Å y 35,6 Å, respectivamente, y en el espectro de Novaya Swan 1975 - por 40 , 5 Å y 36,2 Å. ¿A qué velocidad se expandieron las capas gaseosas expulsadas por estas estrellas?

Tarea 344. Las dimensiones angulares de la galaxia M81 en la constelación de la Osa Mayor son 35 "X14", y las galaxias M51 en la constelación Canine Hounds-14 "X10". Tomando la magnitud estelar absoluta promedio de las supernovas con un brillo máximo cercano a -15m, 0 , calcula las distancias a estas galaxias y sus tamaños lineales.

Respuestas: estrellas múltiples y variables

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Enana blanca, la nebulosa planetaria más caliente conocida NGC 2440, 05/07/2006 Naturaleza física de las estrellas

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Espectro λ = 380 ∻ 470 nm - violeta, azul; λ = 470 ∻ 500 nm - azul verdoso; λ = 500 ∻ 560 nm - verde; λ = 560 ∻ 590 nm - amarillo-naranja λ = 590 ∻ 760 nm - rojo. Distribución de colores en el espectro = K O F G G S F Recuerde, por ejemplo: Cómo una vez Jacques, el campanero de la ciudad, rompió la linterna. En 1859, G.R. Kirchhoff (1824-1887, Alemania) y R.V. Bunsen (1811-1899, Alemania) descubrieron el análisis espectral: los gases absorben las mismas longitudes de onda que irradian en un estado calentado. Las estrellas tienen líneas oscuras (Fraunhofer) sobre el fondo de espectros continuos; estos son espectros de absorción. En 1665, Isaac Newton (1643-1727) obtuvo los espectros de la radiación solar y explicó su naturaleza, mostrando que el color es una propiedad intrínseca de la luz. En 1814, Joseph von FRAUNHOFER (1787-1826, Alemania) descubrió, designó y para 1817 describió en detalle 754 líneas en el espectro solar (que lleva su nombre), creando en 1814 un instrumento espectroscópico para la observación de espectros. Espectroscopio Kirchhoff-Bunsen

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Espectros de estrellas Los espectros de estrellas es su pasaporte con una descripción de todos los patrones estelares. Mediante el espectro de una estrella, se puede averiguar su luminosidad, la distancia a la estrella, la temperatura El estudio de los espectros estelares es la base de la astrofísica moderna. Espectrograma del cúmulo abierto "Hyades". William HEGGINS (1824-1910, Inglaterra), el astrónomo, el primero en utilizar el espectrógrafo, inició la espectroscopia de estrellas. En 1863 demostró que los espectros del Sol y las estrellas tienen mucho en común y que su radiación observada es emitida por materia caliente y pasa a través de las capas superpuestas de gases absorbentes más fríos. El espectro combinado de la radiación de la estrella. Por encima de "natural" (visible en el espectroscopio), desde abajo - la dependencia de la intensidad de la longitud de onda. tamaño, composición química de su atmósfera, velocidad de rotación alrededor de un eje, características de movimiento alrededor de un centro de gravedad común.

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Composición química La composición química está determinada por el espectro (la intensidad de las líneas de Fraunhofer), que también depende de la temperatura, presión y densidad de la fotosfera, y de la presencia de un campo magnético. Las estrellas están compuestas por los mismos elementos químicos conocidos en la Tierra, pero principalmente hidrógeno y helio (95-98% de la masa) y otros átomos ionizados, mientras que las estrellas frías tienen átomos neutros e incluso moléculas en la atmósfera. A medida que aumenta la temperatura, la composición de las partículas que pueden existir en la atmósfera de una estrella se vuelve más simple. El análisis espectral de estrellas de clases O, B, A (T de 50.000 a 10.000C) muestra en sus atmósferas las líneas de hidrógeno ionizado, helio e iones metálicos, en la clase K (50.000C) ya se encuentran radicales, y en el clase M (38000C) - moléculas de óxidos. La composición química de una estrella refleja la influencia de factores: la naturaleza del medio interestelar y las reacciones nucleares que se desarrollan en una estrella durante su vida. La composición inicial de la estrella está cerca de la composición de la materia interestelar de la que se originó la estrella. Remanentes de supernova NGC 6995 es un gas brillante y caliente formado después de que una estrella explotó hace 20-30 mil años. Tales explosiones enriquecieron activamente el espacio con elementos pesados ​​a partir de los cuales se formaron posteriormente planetas y estrellas de la próxima generación.

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El color de las estrellas en 1903-1907. Einar Hertzsprung (1873-1967, Dinamarca) fue el primero en definir los colores de cientos estrellas brillantes... Las estrellas tienen una amplia variedad de colores. Arcturus tiene un tono amarillo anaranjado, Rigel es azul-blanco, Antares es rojo brillante. El color dominante en el espectro de una estrella depende de la temperatura de su superficie. La envoltura de gas de una estrella se comporta casi como un emisor ideal (un cuerpo absolutamente negro) y obedece completamente las leyes clásicas de radiación de M. Planck (1858-1947), J. Stephen (1835-1893) y W. Wien (1864). –1928), que relacionan la temperatura corporal y la naturaleza de su radiación. La ley de Planck describe la distribución de energía en el espectro de un cuerpo e indica que con un aumento de temperatura, el flujo de radiación total aumenta y el máximo en el espectro se desplaza hacia ondas cortas. Durante las observaciones del cielo estrellado, es posible que hayan notado que el color (propiedad de la luz para causar una cierta sensación visual) de las estrellas es diferente. El color y el espectro de las estrellas está relacionado con su temperatura. La luz de diferentes longitudes de onda excita diferentes sensaciones de color. El ojo es sensible a la longitud de onda que transporta la energía máxima λmax = b / T (ley de Wien, 1896). Como gemas, las estrellas del cúmulo abierto NGC 290 brillan con diferentes colores. Foto de CT im. Hubble, abril de 2006

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Temperatura de las estrellas La temperatura de las estrellas está directamente relacionada con el color y el espectro. La primera medición de la temperatura de las estrellas fue realizada en 1909 por el astrónomo alemán Julius Scheiner (1858-1913), habiendo realizado una fotometría absoluta de 109 estrellas. La temperatura se determina a partir de los espectros utilizando la ley de Wien λmax.Т = b, donde b = 0.289782.107 Å. К es la constante de Wien. Betelgeuse (imagen del telescopio Hubble). En estrellas tan frías con T = 3000K, predominan las emisiones en la región espectral roja. Los espectros de tales estrellas contienen muchas líneas de metales y moléculas. La mayoría de las estrellas tienen temperaturas de 2500 K<Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.

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Clasificación espectral En 1866 Angelo Secchi (1818-1878, Italia) dio las primeras estrellas clásicas espectrales por color: blanco, amarillento, rojo. La clasificación espectral de Harvard se presentó por primera vez en el Catálogo de espectros estelares de Henry Draper (1837-1882, EE. UU.), Preparado bajo el liderazgo de E. Pickering (1846-1919) en 1884. Todos los espectros se organizaron de acuerdo con las intensidades de las líneas (más adelante en la secuencia de temperatura) y se designaron con letras en orden alfabético de estrellas calientes a frías: OBAFGK M. catálogo de estrellas HD.

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Clasificación espectral moderna La clasificación espectral más precisa está representada por el sistema MC, creado por W. Morgan y F. Keenan en el Observatorio Yerkes en 1943, donde los espectros están dispuestos tanto en temperatura como en luminosidad de las estrellas. Adicionalmente se introdujeron clases de luminosidad, marcadas con números romanos: Ia, Ib, II, III, IV, V y VI, indicando respectivamente el tamaño de las estrellas. Las clases adicionales R, N y S indican espectros similares a K y M, pero con una composición química diferente. Entre cada dos clases, se han introducido subclases, denotadas por números del 0 al 9. Por ejemplo, el espectro del tipo A5 está en el medio entre A0 y F0. Las letras adicionales a veces marcan las características de las estrellas: "d" - una enana, "D" - una enana blanca, "p" - un espectro peculiar (inusual). Nuestro Sol pertenece a la clase espectral G2 V

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Luminosidad de las estrellas En 1856 Norman Pogson (1829-1891, Inglaterra) establece una fórmula para la luminosidad en términos de magnitudes M absolutas (es decir, desde una distancia de 10 pc). L1 / L2 = 2,512 M2-M1. El cúmulo abierto de las Pléyades contiene muchas estrellas calientes y brillantes que se formaron al mismo tiempo a partir de una nube de gas y polvo. La neblina azul que acompaña a las Pléyades es polvo disperso que refleja la luz de las estrellas. Algunas estrellas brillan más, otras más débiles. Luminosidad: el poder de radiación de una estrella es la energía total emitida por una estrella en 1 segundo. [J / s = W] Las estrellas emiten energía en todo el rango de longitud de onda L = 3.846.1026 W / s Al comparar una estrella con el Sol, obtenemos L / L = 2.512 M-M, o logL = 0.4 (M  -M) Luminosidad de estrellas: 1,3.10-5L

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Tamaños de las estrellas Determine: 1) Medición directa del diámetro angular de una estrella (para estrellas brillantes ≥2,5 m, estrellas cercanas,> 50 medidas) utilizando un interferómetro de Michelson. Por primera vez, el 3 de diciembre de 1920, se midió el diámetro angular de la estrella Betelgeuse (α Orion) = A. Michelson (1852-1931, EE. UU.) Y F. Pease (1881-1938, EE. UU.). 2) A través de la luminosidad de la estrella L = 4πR2σT4 en comparación con el Sol. Las estrellas, con raras excepciones, se observan como fuentes puntuales de luz. Incluso los telescopios más grandes no pueden ver sus discos. Por su tamaño, las estrellas se dividen desde 1953 en: Supergigantes (I) Gigantes brillantes (II) Gigantes (III) Subgigantes (IV) Enanas de secuencia principal (V) Subenanas (VI) Enanas blancas (VII) Los nombres de enanas, gigantes y Las supergigantes introdujeron a Henry Russell en 1913 y fueron descubiertas en 1905 por Einar Hertzsprung, introduciendo el nombre de "enana blanca". Dimensiones de las estrellas 10 km

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Masa de estrellas Una de las características más importantes de las estrellas, que indica su evolución, es la determinación de la trayectoria de vida de una estrella. Métodos de determinación: 1. Dependencia de masa-luminosidad L≈m3.9 2. Tercera ley de Kepler refinada en sistemas físicamente binarios Teóricamente, la masa de las estrellas es 0.005M

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Estrellas cercanas Las estrellas que no se pueden ver a simple vista aparecen atenuadas Designación Espectro. clase Magnitud estelar Luminosidad Temp, K Radio Masa Paral. Sistema de estrellas Vista de estrellas. abdominales. Sol G2V -26.58 4.84 1 5780 1.0 1 α Centauri Proxima M5.5Ve 11.05 15.53 0.000055 2900 0.145 0.12 0.772 "Centaurus A G2V -0.01 4.38 1.56 5790 1.227 0.907 0.747" Centaurus B K0V 1.33 5.71 0.453 5260 0.865 1.095 Barnard's Starchus (ß Ophiuus) 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 Canis Major) Sirius A A1V -1, 46 1,47 23,55 10400 1,7-1,9 2,14 0,380 "Sirius B DA2 8,68 11,34 0,00207 8000 0,92 1,03 Luyten 726-8 Kit UV 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 Sagitario) M3.5Ve 10.6 13.07 0, 000417 0.24 0.171 0.337 "Ross 248 (HH Andromeda) M5.5Ve 12.29 14.79 0.000108 0.17 0.121 0.316" ε Eridani K2V 3.73 6.19 0.84 0.305 0.305 5100 "Lacaille 9352 (CD-36 ° 15693) M1.5Ve 9.75 0.52 0.529 0.304" Ross 128 (FI Virgo) M4.0Vn 13.51 0.00054 0.16 0.156 0.299 "

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Características comparativas de las estrellas por tamaño Clases de estrellas Masas M¤ Dimensiones R¤ Densidad g / cm3 Luminosidad L¤ Duración, años% del número total de estrellas Supergigantes más brillantes hasta 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> 1000107 0,01 Gigantes normales hasta 50> 10 0,0001> 100107-108 0,1 - 1 Subgigantes hasta 10 hasta 10 0,001 hasta 100108-109 Estrellas normales 0,005-5 0,1-5 0,1-10 0,0001-10 109-1011 hasta 90 - blanco hasta 5 3-5 0,1 10109 - amarillo 1 1 1,5 1 1010 - rojo 0,005 0,1 10 0,0001 1011-1013 Enanas blancas 0,01-1,5 hasta 0,007 103 0,0001 hasta 1017 hasta 10 neutrones estrellas 1,5-3 (hasta 10) 8-15 km (hasta 50 km) 1013-1014 0,000001 hasta 1019 0,01- 0,001