Wiadomość do tematu fizycznej natury gwiazd. Streszczenie: Ewolucja i struktura galaktyki

Ludzie widzą o nagim oku

6 tysiąc gwiazd.

Gwiazdy są inne niż:

Budynek

Większość

Temperatura (kolor)

Wiek

Rozmiar

Lampy

Gwiazdy masowe

Możliwe jest niezawodnie określać wiele gwiazd, tylko jeśli jest składnikiem podwójnej gwiazdy. W tym przypadku masa może być obliczana za pomocą uogólnionej trzeciej prawa Keplera. Ale w tym samym czasie oszacowanie błędów waha się od 20% do 60% i w dużej mierze zależy od błędu określania odległości do gwiazdy. We wszystkich innych przypadkach konieczne jest określenie masy pośrednio, na przykład z zależności masy - jasności

Kolor i temperatury

Łatwo jest zobaczyć, że gwiazdy mają różne kolory - jeden biały, inny żółty, trzeci czerwony itp. Biały kolor ma na przykład Syrius i Vega, Yellow - Chapel, Red - Bethelgeuse i Antares. Gwiazdy różnych kolorów mają różne widma i różne temperatury. Jak zapalny kawałek żelaza, białe gwiazdy są gorętsze i czerwone - mniej.

Arktur.

Rigel

Antares.

Jasność gwiazd

Gwiazdy, podobnie jak słońce, emitują energię w zakresie wszystkich długości fal elektromagnetycznych oscylacji. Wiesz, że jasność (L) charakteryzuje ogólną moc promieniowania gwiazd i stanowi jedną z najważniejszych cech. Jasność jest proporcjonalna do powierzchni (fotosfery) gwiazdy (lub kwadratowy promienia R) i czwarty stopień skutecznej temperatury fotosferycznego (t), tj.

L \u003d 4. π R2. o T 4.

• Isaac Newton. (1643-1727) w 1665 roku Zszedł światło do widma i wyjaśniono jego naturze. William Vollaston. W 1802 roku Obserwowałem ciemne linie w słonecznym widmie, aw 1814 roku. Niezależnie odkrywają i opisywali szczegółowo Josef von Fraungofer. (1787-1826). 754 linii są izolowane w słonecznym widmie.

• Dystrybucja kolorów w widmie \u003d o b a f g k m = Możesz pamiętać, na przykład w tekście:

Jeden ogolone brytyjskie daty żucia jak marchewki.

• od 380 do 470 nm ma kolor fioletowy i niebieski.
• od 470 do 500 nm - niebiesko-zielony.
• od 500 do 560 nm - zielony.
• od 560 do 590 nm - żółto-pomarańczowy.
• od 590 do 760 nm - czerwony.

• Suchsiangs.
• Giants.
• Karlia

– te gwiazdy B. setki raz bardziej niż nasze słońce.

Bethelgei Star (Orion) przekracza promień słońca 400 razy.

Znajduje się w orion konstelacji,

przekracza promień słońca 400 razy.

– dziesięć razy więcej słońca

Regul (Lion), Aldebaran (Taurus) - 36 razy więcej niż słońce.

– są to gwiazdy wielkości jak nasze słońce lub mniej

• Biały karłowaty Leyden.
• Star Wolf 457.

• Zmienne gwiazdy zmieniają połysk.
• Są też dwukrotnie - dwie ściśle położone gwiazdki związane z wzajemną atrakcją.

• Ta gwiazda znajduje się w konstelacji dużych psów
• Syriusz można zaobserwować z dowolnego regionu Ziemi, z wyjątkiem jego północnych regionów.
• Syriusz jest usuwany przez 8,6 lat świetlny z układu słonecznego i jest jedna z najbliższych gwiazdek blisko nas.

Fizyczna natura słońca.

Słońce jest centralnym ciałem naszego systemu planetarnego i gwiazda najbliżej nas.

Średnia odległość słońca z ziemi wynosi 149,6 * 10 6 km, Jego średnica wynosi 109 razy więcej lądowa, a objętość 1300 000 razy więcej niż objętość ziemi. Ponieważ masa słońca wynosi 1,98 * 10 33 sOL. (333000 mas ziemi), a następnie zgodnie z jego objętościami, uważamy, że średnia gęstość substancji słonecznej wynosi 1,41 g / cm3 (0,26 Średnia gęstość Ziemi). Zgodnie z znanymi wartościami promienia i masy Słońca, możliwe jest określenie, że przyspieszenie ciężkości na jego powierzchni osiąga 274 m / s 2, lub 28 razy więcej niż przyspieszenie ciężkości do powierzchni Ziemi.

Słońce obraca się wokół osi w stosunku do przebiegu do ruchu wskazówek zegara, gdy zaobserwowano od bieguna północnego ekliptyki, to znaczy w tym samym kierunku, w którym wszystkie planety pojawiają się wokół niego. Jeśli spojrzysz na napęd słońca, jego rotacja jest wykonana z wschodniej krawędzi dysku do zachodniej. Oś obrotu słońca jest skłonna do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 83 °. Ale słońce obraca się nie jako stałe ciało. Sideryczny okres obrotu strefy równikowej wynosi 25 sut, Znajduje się 60 ° helikograficzny (policzony z równika solarnego) szerokości jest 30 sut, a Polacy osiąga 35 sut.

Obserwując słońce w teleskopie, jest zauważalny, aby osłabić jego jasność do krawędzi dysku, ponieważ promienie pochodzące z najgłębszych i gorących części słońca przechodzą przez środek dysku.

Warstwa leżąca na przejrzystości substancji Substancji słońca i emituje widoczne promieniowanie, nazywany jest fotosfera. Photosphere nie jest równomiernie jasny, ale odkrywa strukturę ziarnistą. Ziarna lekkie obejmujące fotosfera nazywane granulkami. Granulki - niestabilna edukacja, czas trwania ich istnienia wynosi około 2-3 min. I wymiary wahają się od 700 do 1400 kM. . Na powierzchni fotoosfery, ciemne miejsca i lekkie obszary zwane latarką są wyróżnione. Oglądanie plam i pochodni umożliwiło ustanowienie natury obrotu słońca i określenie jego okresu.

Nad powierzchnią fotosfery jest atmosfera słoneczna. Jego dolna warstwa ma grubość około 600 km. Substancja ta warstwy selektywnie absorbuje fale świetlne, długości, które mogą się radować. Po ponownym wydaniu, wystąpi rozpraszanie energii, która jest natychmiastową przyczyną wyglądu głównych ciemnych linii Phramungoferon w widmie Sun.

Poniższa warstwa atmosfery słonecznej - Chromosfera ma jasny czerwony kolor i obserwuje się z kompletnymi zaćmieniami solarnymi w postaci szkarłatnego pierścienia, obejmującego ciemny dysk księżyca. Górna granica chromosfery stale się martwa, a zatem jest to grubość go oscylująca z 15 000 do 20 000 km.

Printuberans są rzucane z chromosfery - fontanny gorących gazów widocznych do gołym oka podczas pełnych eclips solar. Z prędkością 250-500 kM / S. Wznoszą się z powierzchni słońca w odległości równej średniej 200000 km, A. Niektóre z nich osiągają wysokość 1500 000 km.

Nad Chromosfera jest koroną słoneczną, widoczną z kompletnymi zaćmieniami solarnymi w postaci srebrnego halo otaczającego słońce.

Korona słoneczna jest podzielona na wewnętrzna i zewnętrzna. Korona wewnętrzna rozciąga się na wysokość około 500 000 kM. I składa się z rozrzezionej plazmy - mieszaniny jonów i bezpłatnych elektronów. Kolor wewnętrznej korony jest podobny do słonecznego, a promieniowanie jest światłem fotosfery, rozproszył wolny elektron. Spektrum korony wewnętrznej różni się od widma solarnego przez fakt, że nie obserwuje się ona ciemnych linii absorpcyjnych, ale zaobserwuje się na tle ciągłego widma linii promieniowania, którego najjaśniejsze należy do wielokrotnego jondyzowanego żelaza, nikiel i inne elementy. Ponieważ plazma jest wyjątkowo rozwiązana, prędkość ruchu wolnych elektronów (i odpowiednio ich energia kinetyczna) jest tak duża, że \u200b\u200btemperatura korony wewnętrznej szacuje się na około 1 milionów stopni.

Korona zewnętrzna rozciąga się na wysokość ponad 2 milionów. km. Składa się z najmniejszych stałych cząstek, które odzwierciedlają światło słoneczne i nadają mu jasnożółty cień.

W ostatnich latach stwierdzono, że korona słoneczna rozciąga się znacznie dalej niż wcześniej oczekiwano. Najbardziej odległe części korony solarnej - superboke - rozciągają się poza granice orbity Ziemi. Gdy SunSser usunięto ze słońca, temperaturę superkorii stopniowo zmniejsza się, a w odległości ziemi wynosi około 200 000 °

Superbone składa się z oddzielnych rzadkich chmur elektronicznych, "zamrożone" do pola magnetycznego Słońca, które przemieszczają się z dużej prędkości i osiągają górne warstwy atmosfery ziemskiej, jonizację i ogrzewa, wpływa na procesy klimatyczne.

Przestrzeń międzyplanetarna w płaszczyźnie ekliptyki zawiera drobny pył wytwarzający fenomen światła zodiakalnego. To zjawisko jest to, że na wiosnę po zachodzie słońca na zachodzie lub jesienią przed wschodem słońca na wschodzie jest słaby połysk, który wystaje z horyzontu w postaci stożka.

Spectrum Sun to widmo absorpcyjne. Na tle ciągłego jasnego widma znajdują się liczne linie ciemne (Fraun-dachowe). Występują podczas przejścia wiązki światła emitowanego przez gorący gaz przez chłodniejszy podłoży utworzony przez ten sam gaz. W tym samym czasie obserwuje się ciemną linię wchłaniania na miejscu jasnej linii promieniowania gazowego.

Każdy element chemiczny ma w niej zakres łańcuchowy, więc zgodnie z typem widma, można określić skład chemiczny rozjarzonego korpusu. Jeśli promieniującą substancję światła jest związkiem chemicznym, to pasma cząsteczek i ich połączenia są widoczne w jego widmie. Określanie długości fal wszystkich linii widma, można zainstalować elementy chemiczne, które tworzą substancję promieniującą. Intensywność linii widmowych poszczególnych elementów są oceniane przez liczbę atomów należących do nich. Dlatego analiza widmowa pozwala nam studiować nie tylko wysokiej jakości, ale także kompozycja ilościowa niebiańskich opraw (dokładniej, ich atmosfery) i jest najważniejszą metodą badań astrofizycznych.

Około 70 znanych elementów chemicznych znajduje się na słońcu. Ale głównie słońce składa się z dwóch elementów:

wodór (około 70% wagowych) i helu (około 30%). Z innych elementów chemicznych (tylko 3%), azotu, węgla, tlenu, żelaza, magnezu, krzemu, wapnia i sodu mają największą dystrybucję. Niektóre elementy chemiczne, takie jak chlor i brom, nie zostały jeszcze wykryte w słońcu. W widmie spotów słonecznych znajdują się również pasma absorpcyjne związków chemicznych: cyjan (CN), tlenek tytanu, hydroksyl (OH), węglowodór (CH) itp.

Słońce jest wspaniałym źródłem energii, ciągle rozpraszając światło i ciepło we wszystkich kierunkach. Około około 1: 200 000 000 000 energii emitowanych przez słońce. Ilość energii otrzymanej przez ziemię ze słońca jest określona przez wartość stałej słonecznej. Stała słoneczna zwana ilością energii uzyskanej na minutę 1 cM 2. Powierzchnia znajdująca się na granicy atmosfery Ziemi prostopadła do Sunshine. W środkach energii termicznej stała słoneczna wynosi 2 cal / cm 2 * min, Oraz w systemie jednostek mechanicznych wyraża się przez liczbę 1,4-10 6 erg / s cm2.

Temperatura fotosfery jest blisko 6000 ° C.on promieniuje energię niemal jako absolutnie czarny korpus, więc skuteczna temperatura powierzchni słonecznej można określić przy użyciu prawa Stephen-Boltzmann:

gdzie E - Ilość energii w Errgoh emitowana w 1 ust. 1 cM 2. powierzchnia słoneczna; S \u003d 5,73 10 -5 erg / sec * grad ^4 cM 2 - stała, zainstalowana z doświadczenia i T - Absolutna temperatura w stopniach Kelvin.

Ilość energii przechodzącej przez powierzchnię piłki opisanej przez promień w 1 ale. mi. (150 10" cm), na równi mI. =4*10 33 erg / s. * cM 2. Energia ta jest promieniowana przez całą powierzchnię Słońca, dlatego oddzielając jego wartość do obszaru powierzchni słonecznej, można określić wartość MI. i oblicz temperaturę powierzchni słońca. Okazuje się e \u003d 5800 ° C.

Istnieją inne metody określania temperatury powierzchni powierzchni słońca, ale wszystkie różnią się od wyników ich stosowania, ponieważ słońce promieniuje niezupełnie jak absolutnie czarne ciało.

Nie można bezpośrednio zdefiniować temperaturę wewnętrznych części słońca, ale w miarę zbliża się do swojego centrum, musi szybko zwiększyć. Temperatura w środku Słońca jest obliczana teoretycznie z stanu równowagi i równości parafii oraz zużycia energii w każdym punkcie objętości słońca. Zgodnie z nowoczesnymi danymi osiąga 13 milionów stopni.

W warunkach temperaturowych, które występują w słońcu, cała jego substancja jest w stanie gazowym. Ponieważ słońce jest w równowadze cieplnej, wówczas w każdym momencie należy skompensować siłę ciężkości, skierowaną do centrum i siły presji gazowej i lekkiej skierowanej z centrum.

Wysoka temperatura i duże ciśnienie w głębi słońca określają wielokrotną jonizację atomów substancji i jej znaczącą gęstość prawdopodobnie przekracza 100 g / cm3, Chociaż w tych warunkach substancja słońca zachowuje właściwości gazu. Liczne dane prowadzą do wniosku, że dla wielu milionów lat temperatura słońca pozostaje niezmieniona, pomimo wysokiego zużycia energii spowodowanego promieniowaniem Słońca.

Głównym źródłem energii słonecznej jest reakcja jądrowa. Jedną z najbardziej prawdopodobnych reakcji jądrowych, zwany protonem protonowym, jest przekształcenie czterech jąder wodór (protony) w rdzeniu helowym. Dzięki transformacji jądrowej, duża ilość energii jest zwolniona, która przenika powierzchnię słoneczną i jest emitowana na światowej przestrzeni.

Energia promieniowania może być obliczona zgodnie ze znanym wzorem Einsteina: MI. = tC 2, Gdzie E - energia; t - Masa i C to prędkość światła w pustce. Masa rdzenia wodoru wynosi 1,008 (jednostki atomowe masy), dlatego masa 4 protonów wynosi 4 1,008 \u003d 4,032 ale. jeść. Masowy hel jądra wynosi 4,004 ale. jeść. Zmniejszenie masy wodoru o wartość 0,028 ale. jeść. (To 5 * 10 -26 g) prowadzi do uwolnienia energii równej:

Całkowita moc promieniowania słońca wynosi 5 * 10 litrów. z. Ze względu na promieniowanie słońce traci 4 miliony. t. Substancje na sekundę.

Słońce jest również źródłem promieniowania promieniowania. Całkowita moc emisji radiowej słońca w zakresach wave od 8 mm. Do 15. m. Blisko. Taka emisja radiowa "Spokojna" Słońce pochodzi z chromosfera i korony i jest promieniowaniem termicznym. Kiedy słońce pojawiają się w dużej liczbie miejsc, pochodni i prothuberanów, moc emisji radiowej zwiększa tysiące razy. Szczególnie duże wybuchy radia puste z "oburzonych" słońca występują w okresach silnych ognisk w jego chromosferze.

Klasyfikacja widmowa i fizyczna natura gwiazd

Różnorodność i ważna informacja o fizycznej naturze gwiazd, która ma nowoczesną astronomię, uzyskano wyniki badania emitowanego światła. Badanie natury światła prowadzi się metodami fotometrii i analizy widmowej.

W środku XIX wieku francuski filozof-idealistyczny Auguste Cont Cont twierdził, że skład chemiczny niebieskiej oprawy pozostanie na zawsze nieznanym naukę. Jednak wkrótce elementy chemiczne znane na ziemi zostały otwarte przez metody analizy widmowej w słońcu i gwiazd.

Obecnie badanie widmów pozwoliło nie tylko ustalić skład chemiczny gwiazd, ale także zmierzyć ich temperaturę, jasność, średnice, masę, gęstość, prędkości obrotowe i ruchy translacyjne, a także określić odległości do tych odległych gwiazd, trygonometryczne paralaksy, których żyją ich niedostępne dla pomiarów.

Fizyczna natura gwiazd jest bardzo różna, a zatem ich widma wyróżniają się dużą różnorodnością. Gwiazdy, podobnie jak słońce, mają ciągłe widma skrzyżowane przez Dark Sousherphal Lines, a to dowodzi, że każda gwiazda jest korpusem gorącym gazem, który daje ciągłe widmo i otoczone chłodniejszą atmosferą.

Linie Star Spectra są identyfikowane z wierszami elementów chemicznych znanych na Ziemi, które służy jako dowód na nieznaną jedność Wszechświata. Wszystkie gwiazdy składają się z tych samych elementów chemicznych, głównie z wodoru i helu.

Przyczyna dużej różnicy w widmach Star jest określona tak duża różnicą w składzie chemicznym gwiazd, ile różnych stopni jonizacji substancji gwiezdnych atmosfery określały głównie temperatury. Nowoczesna klasyfikacja widm gwiazd, utworzona na Harvard Observatory (USA), na podstawie wyników badania ponad 200 000 gwiazd, opiera się na identyfikacji przynależności linii absorpcyjnych do znanych elementów chemicznych i oceny ich względem intensywność.

Ze wszystkimi różnorodnością widm Gwiazda mogą być łączone w niewielką liczbę klas zawierających podobne znaki i stopniowo przechodzą do drugiego, aby utworzyć ciągłą serię. Główne klasy klasyfikacji Harvard są oznaczone literami alfabetu łacińskiego o, W I FA. , SOL. , K, m, tworząc wiersz odpowiadający zmniejszeniu temperatur gwiazd. Aby wyszukać wskaźniki widmowe w każdej klasie, wprowadzono jednostki dziesiętne oznaczone numery. Oznaczenie A0 odpowiada typowym zakresie klasy ALE; A5 oznacza spektrum, medium między klasami ALE i F. ; A9 - Spectrum, znacznie bliżej F0 , niż A0.

Tabela przedstawia charakterystykę widm odpowiadają im temperaturę i typowych gwiazd dla każdej z klas widmowych.

Klasa widmowa	Charakterystyka widma absorpcji	Powierzchnia temperatury	Typowe gwiazdy
0	Jonizowane linie helowe,	35 000 °.	DO Orpona.
(Niebieskie gwiazdy)	azot, tlen i krzem
W	Linie helu i wodoru	25000 °.	Spika.
(Julubovovato-bas
gwiazdy)
ALE	Linie wodoru mają mak	10000 °.	Siriches.
(Białe gwiazdy)	symalizowana intensywność. Dla
linie zjonizowane kopiec
wapń. Słaby się pojawiają
linie wchłaniania metali
R.	Linie wodorowe słabną.	7500 °.	Procent: O.
(żółtawy gwiazd)	Intensywne linie neutralne
i jonizowane wapń.
Metalowe linie stopniowo.
wzmacniać
0	Linie wodoru jeszcze więcej	6000 °.	Słońca
(Żółte gwiazdy)	osłabiać. Liczny
linie wchłaniania metali
DO	Metalowe linie są bardzo intencyjne	4500 °.	Art-U-R
(Orange Stars)	sivna. Intensywny pasek węglowy
wodór ch. Słabe linie
tlenek absorpcji Titan TYUG
M.	Linie neutralnych metali	3500 °.	BETEL.-
(Czerwone gwiazdy)	bardzo silny. Intensywny w.	heise.
leasing absorpcji molekularnej.
znajomości

Oprócz głównych klas widmowych, istnieją dodatkowe klasy r , N, s Małe gwiazdy, których temperatura wynosi poniżej 3000 °.

Temperatury podane w tabeli należą do warstw powierzchniowych gwiazd, w głębokościach ich dominują w temperaturze około 10-30 milionów stopni. Wysoka temperatura zapewnia przepływ spontanicznych reakcji jądrowych, tj. Procesy omówione wcześniej.

Kolor gwiazdy zależy od jego temperatury. Zimne gwiazdy emitują głównie w długich falach odpowiadających czerwonej części widma i gorąco w krótkich falach reprezentowanych przez fioletową część spektrum.

Ludzkie oko jest najbardziej podatne na promienie żółto-zielone, i Zwykła płyta fotograficzna jest niebieskimi i fioletowymi promieniami widma. W rezultacie, obserwując gwiazdy wzrokowe i fotograficzne metody, różne wartości gwiazdy są uzyskiwane dla tej samej gwiazdy.

W astronomii kolor jest mierzony przez porównanie wielkości gwiazd, określonych wizualnych i fotografii oraz oceniać go wskaźnikiem kolorów, co jest różnicą gwiazd fotograficznych i wizualnych:

Konwencjonalnie wierzy, że dla gwiazd klasy widmowej ALE 0 Wskaźnik kolorów jest kulą. Figura koloru gruboziarnistych gwiazd jest dodatnia, ponieważ są one intensywnie emitowane na długich falach, do których najbardziej wrażliwe oczy. Wskaźnik koloru gorących gwiazd jest wartością ujemną, ponieważ ich promieniowanie jest najbardziej korzystne, a fotoflax jest najbardziej podatny na błękitne i fioletowe promienie.

Zależności między wskaźnikami kolorów a widmami gwiazd są ustawione empirycznie. Uzupełnij tabelę, z której wskaźnik kolorów gwiazdy w przybliżeniu określa jego klasę widmową.

Głównymi czynnikami określającymi ilość emitowanej energii są temperatura i obszar promieniującej powierzchni gwiazdy. Badanie wytycznych gwiazd prowadził do ich podziału na dwie grupy charakterystyczne: gwiazdy-Giants i Stars-Dwarfs. Gwiazdy Giants mają wysoką jasność i duży obszar promieniowania (duża objętość), ale mają niewielką gęstość substancji. Gwiazdy - krasnoludy charakteryzują się niską jasnością, niską objętością i znaczną gęstością substancji.

Różnica między olbrzymami a krasnoludami jest najbardziej dramatycznie objawiana w gwiazdach klas widmowych M. i DO, W którym różnica na jasności osiąga 9 m_ 10 m, czyli czerwone giganty o 5-10 tysięcy razy jaśniejsze czerwone krasnoludy. W żółtawe i żółte gwiazdy klas F i G, wraz z gigantami i krasnoludami, gwiazdy luminacji pośrednich są również liczne.

W przypadku charakterystyki lipentantów gwiazd przed literą swojej klasy widmowej, małe litery są dodatkowo napisane: G - dla gigantów i d gwiazd - dla gwiazd - Dwarfy. Capella GG0 - Gigant Class G0, Sun DG 3 - Klasa Krasnoluda G. 3 itp.

Nowoczesne pomysły na temat pojawienia się i ewolucji gwiazd

Sekcja astronomii, w której badano kwestie pochodzenia i rozwój ciał niebieskich, zwany kosmogonem. Cosmogonia bada procesy zmiany form kosmicznej, co prowadzi do tworzenia poszczególnych ciał niebieskich i ich systemów oraz kierunku ich późniejszej ewolucji. Badania kosmogoniczne prowadzą również do rozwiązywania takich problemów jako występowanie elementów chemicznych i promieni kosmicznych, pojawienie się pól magnetycznych i źródeł emisji radiowej.

Rozwiązanie problemów kosmogonicznych jest związany z wielkim trudnościami, ponieważ pojawienie się i rozwoju ciał niebieskich występuje tak powoli, co niemożliwe jest śledzenie tych procesów poprzez bezpośrednie uwagi; Czas przepływu zdarzeń kosmicznych jest tak wielki, że cała historia astronomii w porównaniu z czasem trwania wydaje się być chwila. Dlatego Cosmogonia z porównania jednocześnie obserwowanych właściwości fizycznych ciała niebiańskich ustanawia charakterystyczne cechy kolejnych etapów ich rozwoju.

Niedostępność rzeczywistych danych prowadzi do konieczności wydania wyników badań kosmogonicznych w formie hipotezji, tj. Założenia naukowe oparte na obserwacjach, obliczeniach teoretycznych i podstawowych przepisach natury. Dalszy rozwój hipotezy pokazuje, w jakim stopniu jest zgodny z prawami natury i ilościowej oceny przewidywanych faktów.

Warunki kosmogonii, co prowadzi do zatwierdzenia istotnej jedności wszechświata, wzorce procesów zobowiązanych w nim, a związek przyczynowy wszystkich obserwowanych zjawisk ma głębokie znaczenie filozoficzne i służyć jako uzasadnienie dla solidistów naukowych Worldview.

Pojawienie się i ewolucja gwiazd są głównym problemem kosmogony.

W obserwowanym obrazku struktury galaktyki dystrybucja gwiazd odbywa się przez wieki. Oprócz piłek i rozproszonych klastrów gwiazd znajdują się specjalne grupy gwiazd w galaktyce, jednorodnej w ich charakterystyce fizycznej. Są otwarte. V.A. Ambartsumian i nazwane stowarzyszenia gwiazd. Stowarzyszenia Star są niestabilnymi formacjami, ponieważ ich gwiazdy stanowiące z dużymi prędkościami kończą się w różnych kierunkach. Określa to szybkie tempo ich upadku i krótki czas istnienia, który nie przekracza kilku milionów lat. Dlatego obecność gwiazd w stowarzyszeniu wskazuje na ich niedawne zdarzenie, ponieważ nie udało im się opuścić stowarzyszenia i mieszać z otaczającymi gwiazdami.

Star Stowarzyszenie Research LED ACAD. V.A. Ambartsumian do wniosku, że gwiazdy Galaxy pojawiły się niepożądane, że tworzenie gwiazd jest niedokończonym procesem, trwającym i teraz, a stowarzyszenia gwiazdowe są miejscami galaktyk, w których nastąpiła tworzenie gwiazd.

W nowoczesnej Cosmogonii istnieją dwa punkty widzenia na pojawienie się gwiazd: 1) gwiazdy powstają w procesie rozkładających się nadrzędnych organów prowadzących do zmniejszenia gęstości substancji i 2) Gwiazdy są tworzone jako Wynik sovitational kondensacji substancji dyfluzyjnej towarzyszy wzrost jej gęstości. Jednak wyniki obserwacji nie pozwalają obecnie preferować każdy z nich.

Zgodnie z hipotezą zaproponowaną przez ACAD. V. A. Gwiazdy Ampartsumian powstają z super gęstości, emitowanego z eksplozjami występującymi w jądrach galaktycznych. Kernel galaktyk zawierają małe rozmiary ciała, wiele zamówień gwiazd, doskonałych w ich fizycznej naturze, od gwiazd i rozproszonej sprawy. Te organy super globalne wydają się być nową formą materii, nieznanej współczesnej nauce. Rozkład organów Superlock - pociąg protost prowadzi do jednoczesnego tworzenia grup gwiazd - stowarzyszeń. Jednak V.a. Amartsumian nie uwzględnia mechanizmu transformacji protokołu do grup gwiazd i klastrów.

Hipoteza pochodzenia gwiazd z materii rozproszonej została opracowana przez niektórych amerykańskich naukowców i innych astronomów. Kompresja rozrzedzonego medium gaz-pyłu pod wpływem sił i pola magnetycznego galaktyki prowadzi do tworzenia poszczególnych skrzepów reprezentujących protokoły - Globule. Ciągła kompresja protostaru prowadzi do wzrostu ciśnienia i temperatury czujników. Gdy temperatura w środku protostaru osiąga kilka milionów stopni, reakcje termalidowe konwersji wodoru w helu, wraz z uwolnieniem dużej ilości energii zaczyna się.

Od tego czasu protozujący sprężanie zatrzymuje się, ponieważ siły grawitacyjne są wyrównane przez ciśnienie gazowe i lekkie, stosunkowo wkrótce protokół staje się gwiazdą głównej sekwencji wykresu widma-jasności. Okres tworzenia gwiazdy z materii rozproszonej zależy od masy początkowego pogrubienia i kontynuuje nie więcej niż 100 milionów lat.

Na głównej sekwencji, gwiazda spędza większość czasu jego istnienia, aż do hydrogenu "będzie" w swojej centralnej części. Dla gwiazdy z masą równą masie słońca, tym razem wynosi około 10 miliardów lat. Masywne gorące gwiazdy emitują tyle energii, że ich wodór wystarczy tylko przez kilka milionów lat. Podczas pobytu głównej sekwencji, gwiazda zachowuje niemal niezmieniony promień, temperaturę powierzchni i jasność.

Gdy wypalenie wodoru w końcu rdzenia gwiazdy, ciśnienie od wewnątrz nie może już dłużej zrównoważyć gwiazd, a jądro gwiazdy zaczyna się kurczyć. Kompresja jądra towarzyszy wzrost temperatury. Rosnące promieniowanie rozszerza powłokę gwiazd, zwiększa jego jasność. Dalsza ewolucja gwiazdy zależy od jej masy. Większość naukowców uważa, że \u200b\u200bgwiazdy małej masy, porównywalnej z solarną, zamieniają się w białe krasnoludki.

Ewolucja gwiazdy w przypadku jego wystąpienia w wyniku zaniku super napędzanego protosturowania powinna mieć inny charakter, ponieważ po utworzeniu gwiazdy w jego głębokościach jest nadal częścią super-właściwego dupy . O jego obecności może wskazywać na przykład ostra zmiana blasku migających nieprawidłowych gwiazd. Proces epidemii przypomina wybuch i można go wyjaśnić przez usunięciem Dostosta z głębokości gwiazdy na swoją powierzchnię, której towarzyszy wyzwolenie dużych ilości Egergii.

Wraz z jakimkolwiek charakterem ewolucji występuje zmiana składu chemicznego gwiazdy w wyniku wykształcenia na głębokościach cięższych elementów chemicznych.

W procesie jego ewolucji gwiazda ciągle traci masę nie tylko przez promieniowanie, ale także rozpraszając substancję swojej atmosfery, która jest jednym z źródeł uzupełniania rozpoznawczej materii rozprzestrzeniania.

Oznaczanie odległości i wymiarów galaktyk

W drugiej połowie XVIII wieku, oprócz gwiazd, wiele stałych mglistych miejsc zauważono na niebie - mgławicy. Natura większości z nich pozostała kontrowersyjna przez długi czas. Tylko w połowie wieku naszego wieku okazało się, że większość z nich jest systemami Grand Star, według ich wielkości porównywalnej z naszą galaktyką. Dlatego mają nazwę galaktyk.

Całkowość wszystkich galaktyk jest największym z nas znanym, zwanym Metagalaxy. Dopóki jej granice, nie dostaliśmy i czy ma centrum - nieznane.

Problemem ten był kardynał, aby wyjaśnić naturę takich mglistych miejsc oraz o ich miejscu we wszechświecie, centrum, którego osoba cierpiała na ziemię na słońce, a następnie do centrum naszej galaktyki,

Przed środkiem Xx. Wiek galaktyki uznano za małe przedmioty znajdujące się w naszej galaktyce wraz z klastrami gwiazd i mgławicą gazową. Uważali, że nawet w wieku 20 lat są soczewki składające się z pyłu i oświetlone od wewnątrz z jedną jasną gwiazdą w ich centrum. Sposób ustalenia odległości została otwarta przez personel Obserwatorium Harvard, a następnie Lundmark i Hubble. Pierwszy z nich powstały, że w magnelowanych chmurach, patrząc jak skrobaki Drogi Mlecznej, można zobaczyć dużo cefheidy - okresowe zmienne gwiazdy, w których okres zmiany połysku rośnie z ich widocznym brokatem. Cefeid był prawie niewidoczny wokół chmur Magtelane i oczywiste było, że widoczne stężenie w chmurach jest wynikiem przestrzennego koncentracji Cefeide, a różnice w ich widocznym połysku odpowiadają różnicom w ich prawdziwej mocy - w jasność. Odkryto więc najważniejszą własność Cefeide, która okazała się uczciwa wszędzie, a mianowicie istnienie stosunku okresu - jasności. Po ustaleniu (z trudem ze względu na ich zasięg od nas) jasność cefheda o różnych okresach najbliżej nas, możliwe było z porównania ich widocznego połysku w naszej galaktyce iw Chmurach Magtel, aby ustalić, ile razy ostatni Cefeids przychodzą do nas. Okazało się, że chmury Magellanowa są poza naszą galaktyką. Wielkość liniowa, określona przez widoczną wielkość kątową, a teraz znana teraz, była kilka razy mniejsza niż nasza galaktyka, ale nadal reprezentują gigantyczną gwiazdę systemy. Zawierają miliony gwiazd, mgławicy gazu i setki gniazskich klastrów podobnych do naszego. Chmury Magellanova były pierwszymi systemami otwartych za granicą naszej galaktyki. Ale mają nieregularny kształt, a to jeszcze nie mówiło o charakterze najciekawszych gatunków spiralnych mgławicy.

Dopiero w najbliższej galaktyce amerykańskich można rozpoznać wśród najjaśniejszych gwiazd i identyfikacji ich okresów, znajdź ich odległość dokładniej niż na nowych znakach.

W 1924 r., Lundmark i Wirts znalazł je w niewielkiej liczbie mierzonych już spektralnych (na zasadzie Dopplera - FIZO) prędkości promieniowe, które galaktyki są od nas usunięte we wszystkich kierunkach i im szybciej są od nas. Szybkość tego usuwania Hubble'a określona około 1930 r., 550 km / s na każdą odległość megaparsk, a zatem otwarcie czerwonego odchylenia jest zwykle przypisane. Ciągłe skutki efektu, głównie ze względu na wzrost skali odległości do najbliższych galaktyk, doprowadziło teraz stałą mgły do \u200b\u200bwartości około 50 km / (z MPS), ale większość astrofizyki nadal wolą cieszyć się wcześniejszą definicją Ale \u003d 75 km / (z MPS) Być może może czekać na falę nowych wyników, zmienne od 100 do 50 km / (z MPS).

Struktura i właściwości galaktyk

Te parametry są najważniejszymi cechami systemów gwiezdnych.

Masy poszczególnych galaktyk są ustawione, określające krzywą ich obrotu, które w regionie centralnym znajduje się w pobliżu stanu stałego; Następnie istnieje stopniowe przejście do rotacji przez prawo Keplera, gdy odległość od centralnej masy jest już wysoka, gęstość gęstości jest mała, a masa obszaru zewnętrznego jest stosunkowo niewielka. Krzywe obrotowe są uzyskiwane przez metodę optyczną, mając szczelinę spektrograf wzdłuż widocznej dużej osi obrazu galaktyki, a sukces jest większy, tym bliżej płaszczyzny obrotu do wiązki widzenia. Pomiary są ograniczone do centralnej, jasnej części galaktyki i zapewniają tylko dolną granicę jej masy.

Szczegółowa interpretacja krzywej obrotu części rozkładu gęstości PS wewnątrz galaktyki wymaga dalszego wyrafinowania. Aby to zrobić, konieczne jest przyjęcie modelu galaktyki: mieszkanie lub model w postaci niejednorodnego sferoicznego, w którym powierzchnie stałej gęstości są podobnymi sferoidami, a nawet bardziej złożonym kształtem.

Masy systemów płaskich rozpoczynają się w przybliżeniu od 10 ^ 11 (do stopnia 11) Â i zmniejszają się do mas stelarowych klastrów.

gdzie V jest prędkością kołową w krzywej Keplera;

R - promień; G - siła grawitacyjna.

Masy eliptyczne i mas galaktyk spiralnych można ciągnąć w przypadku par podwójnych galaktyk, w których różnica globalnych prędkości może przyjąć równą prędkość obiegu, jak widmowe gwiazdki. Pozostaje jednak nieznany kąt nachylenia orbity i niemożliwe jest określenie krzywej prędkości. Dostajemy dolną granicę sumy masy dwóch galaktyk, jak w przypadku gwiazd widmowych.

Powyżej kwestii pytań dotyczących tutaj, ale musisz dodać znacznie więcej.

Kształt gałęzi spiralnych, jak się okazało, dobrze odpowiada spirali logarytmicznej

r \u003d. r (0) EXR (CA),

gdzie A \u003d PJ: 180 i C \u003d STGM lub

lg r \u003d lg r (0) + cCJ,

gdzie z \u003d (P / 180) * LG E \u003d 0,00758.

Tutaj m jest charakterystycznym kątem między punktem spirali wektorowej promienia i styczna. Oczywiście, oto spowodowane prawdziwą formą gałęzi w ich płaszczyźnie, a nie forma zniekształconego przez projekcję. Średnio M \u003d 73 ° i różni się w odległości 54-86 °. Pierwsza wartość odpowiada szeroko otwartym oddziałom, drugi odnosi się do spirali zbliżających się do kręgu.

Zdarza się, że gałęzie mają kilka różnych form. Istnieją galaktyki z trzema czterema gałęziami i takimi, które mają oddziały wewnętrzne i zewnętrzne, lub "zniszczone". Raczej ostatnie gałęzie nie są solidne, ale składają się z łuków, które nie są związane ze sobą. Dwie, a nawet trójwarstwowe galaktyki spiralne wskazują na złożoność tych zjawisk natury. Nawet wcześniej, Hubble odkrył, że istnieją galaktyki z "poprzeczką" - w języku angielskim "Bar", - w środku, którego są ich rdzeń, a gałęzie spiralne odchodzą z końców paska, ale są też te, w których Oddziały odchodzą od środka baru; Te ostatnie stanowią trudność dla teorii, która uwzględnia oddział "wygaśnięcia" z paska. Odkryto przepływ gazu z jądra wzdłuż paska z prędkościami do 100 km / s. W regionie gałęzi spiralnych, w większości przypadków obrót jest zbliżony do stanu stałego, a punkt fleksji na krzywej obrotu jest tam, gdzie gałęzie nie są już śledzone, chociaż poświata systemu rozciąga się daleko . Często gałęzie nie są oddzielone od paska, ale z peryferia pierścienia, dla których pasek jest średnicą.

Wiele debat spowodowało kwestię kierunku obrotu Galaktyki - czy tak, że gałęzie są "brudne" lub, przeciwnie, "rozwinięte". Jest to ważne dla teorii ich pochodzenia. Ostrość pytania została wyłączona, gdy znaleziono galaktyki, mając obie gałęzie przeciwnych kierunków, tj. Niektóre "destylacja", inne "Odwijanie". Jeśli rotacja jest prawie solidna, a następnie brak zakłóceń dla gałęzi jakiegokolwiek formularza.

Hubble wprowadzono notacji za proste spirale - S, dla "skrzyżowanych spirali" (z barem) - SV. Wprowadzono w formy pośrednie (bardzo krótki bar), zapisano Sav lub inni. Nieprawidłowe galaktyki, oznaczone przez I lub IR, ale istnieją dwa rodzaje ich odmian. Galaktyki elipsyczne dla Hubble'a oznaczają literę E z dodaniem liczb od 1 do 7, co wskazuje współczynnik kompresji określony przez postawę

gdzie ale oraz b. - Widoczne średnice (zwykle zniekształcone przez projekcję). Następnie znalazł galaktyki "Lenzoid" z "Baljem" (dużym rdzeniem), otoczony dyskem, w którym nie ma spirali. Oznaczył ich do S0. Dalsze uwagi wykazały, że klasyfikacja Hubble'a nie odzwierciedla całej różnorodności istniejących form i właściwości galaktyk, a proponowano kilka innych klasyfikacji, nawet szybciej niż "opóźnione za sobą", i nie zatrzymamy się na nich.

Hubble wprowadził następujące ważne dodatki. Teraz muszą dać kolejnemu, głębsze znaczenie niż zakłada Hubble. Amorficzne, strukturowe gałęzie spiralne, które nie zawierają falbanstwie i słaby gaz są znane przez prefiks A (SA). Bardzo wyświęcone gałęzie z różnymi gorącymi gigantami i bogate w mgławicy gazu - z (SC), a spirale pośrednie gatunki są oznaczone jako B (SB). Takie jest M 31 (SB), a M 33 jest SC. Nasza galaktyka może odnosić się do typu SBC - pośredniej spirali. Kernel SC jest znacznie mniejszy niż SB. Ale SA, wbrew opinii Hubble'a, są różne.

Po wielu próbach teoretycznego wyjaśnienia istnienia galaktyk spiralnych, jeśli nie ma ściśle stałego obrotu, teoria była bardzo popularna, fundamenty, których podłoża Lin i Shu w latach 60.

Z wielkiego zainteresowania jest wiedza o tym, jak galaktyki są dystrybuowane na lumy, które do pewnego stopnia odzwierciedla ich dystrybucję i wagę, ponieważ z tym samym składem gwiazd obejmuje w nich masa jest proporcjonalna do jasności. Przepis ten jest bardziej uzasadniony dla tego samego rodzaju galaktyk, zwłaszcza eliptycznego promienia, który nie ma dużej różnicy w strukturze ani w kolorze. Ale najpierw próbowali uzyskać ogólny obraz do wszystkich rodzajów galaktyk razem, a następnie wydawało się, że galaktyki karłowate z wartością absolutną M \u003d - 16 (do stopnia m) i mniej mało. Ale potem otworzyli wiele bardzo słabych i małych galaktyk w pobliżu naszej galaktyki.

Struktura przestrzenna galaktyk typu E i S0 można znaleźć przez obliczenie gęstości przestrzennych w funkcji promienia z wyników dokładnej fotometrii ich jasności powierzchni. Jasność, mierzona w punktach wzdłuż widocznego promienia, jest tworzona przez promieniowanie wszystkich gwiazd leżących na belce naszej widzenia - na sferoidu akordów. Od jasności w projekcji można przejść przez stan obecności centralnej symetrii do jasności wolumetrycznej.

Struktura metagalaxy, klastry.

Oddzielne galaktyki są często łączone w parę porównywalnych systemów ze sobą lub składają się z jednej dużej galaktyki i jednej lub nawet kilku satelitów o mniejszej jasności, wymiarach i masach.

Można również zobaczyć małe grupy galaktyk. Częściej, częściej część ich członków jest tylko przypadkowymi prognozami galaktyk znajdujących się bliżej lub dalej. Najbardziej bliskie pary i grupy z członkami zdecydowanie związane z sobą fizycznie są systemami interakcji - gniazda i łańcuchów systemów.

Wreszcie istnieją nagromadzenia galaktyk zarówno biednych, rozproszonych, jak i bogatych, koncentrując się na centrum akumulacji setek i wielu tysięcy galaktyk.

Dużo wysiłków są związane z próbami wykrywania akumulacji galaktyk - systemy, które byłyby jednostkami najwyższego rzędu jako "cegły" metagalaxy. Prawdziwe istnienie ich nie zostało udowodnione.

W klastrach, eliptyczny galaktyki E i Lenzide S0 są silnie zdominowane, aw ogólnym polu między nimi są liczne spirale.

Podwójne galaktyki. Holmberg w Szwecji dokonał katalogu dwuosobowych i wielu galaktyk w ilości około 8007, ale niestety nie spełnia nowoczesnych wymagań. W każdym przypadku hipoteza Holmberga, że \u200b\u200bpodwójne galaktyki powstają w wyniku wychwytywania grawitacyjnego, konieczne jest odejście. Według nowoczesnych pomysłów, pary, grupy i klastry galaktyk, wraz z wczesnymi etapami ich tworzenia.

I. D. Karachentev wprowadził koncepcję pojedynczych galaktyk, widoczna odległość między tym, która wynosi pięć lub więcej, a więcej niż odległość od odległości do innej najbliższej galaktyki i skompilowała katalog 603 pary.

Należy zauważyć, że w dowolnym katalogu takich galaktyk nie ma informacji o odległości od nas do każdego składnika, a zatem nie ma zaufania do prawdziwej bliskości ich komponentu do siebie. Dlatego I. D. Karachentsa i inni astronomów uporczył się nad definicją elementu czerwonego stronniczego. Z nich znajdują i różnicę w prędkościach komponentu, pomagając oszacować masę systemów i relacji ich masy do jasności.

Masa pary galaktyk jest proporcjonalna do kwadratu ich różnicy prędkości (zakłada się, że ich ruch jest orbitalny) i odległość między komponentami. Ale nie znamy skłonności do wiązki orbity i długości linii łączącej elementy, a zatem stosujemy średnio najprawdopodobniej ich wartości. Strona w Stanach Zjednoczonych, która otrzymała prędkość wielu par, wykazała, że \u200b\u200bmasy określone przez tę metodę są rzędem wielkości większą masą, które można znaleźć z badania obrotu galaktyk lub dyspersji prędkości w nich. Dokładniejsze pomiary prędkości w Sao w 6-metrowym teleskopu Ta różnica jest wyeliminowana w definicji masy. Połowa "pojedyncze pary" składa się z interakcji galaktyk. Według bieli typowy okres orbitalny w parach wynosi 200 10 6 lat, a typowa odległość między nimi wynosi około 40 KPS. Do 15% wszystkich galaktyk znajduje się w parze, ale nadal trudno jest wyjaśnić procent pary optycznej z powodu losowej projekcji. Eksperymenty I.d. Karachenceva i A. L. Shcherbanovsky za pomocą komputera wykazały, że pary optyczne są tylko około 10%, ale liczba to zależy od warunków określania koncepcji dwoelity.

Grupy. Holmberg podkreślono potrójne i wiele galaktyk z pola. Bez względu na to, jak je ustalić, liczba obiektów szybko zmniejszy się z przejściem do coraz większej ilości wielości. Z drugiej strony wyróżnia się grupy galaktyk; Na przykład VOCAUSOR dał listę 54 grup i ich członków. Ale te bardzo obszerne grupy zawierają do kilkunastu członków, przemieszczając się, prawdopodobnie w złym klastrach, biedne klastry poruszają się w bogatych, składających się z setek, a może dziesiątki tysięcy członków. Prawie żadna grupa, nawet niewielka, nie ma informacji o prędkości promieniowej każdego członka. Od kilku danych, często możliwe jest stwierdzenie, że poprzez zastosowanie twierdzenia Virila otrzymamy pozytywną energię wskazującą niestabilność grupy. V. A. Ambartsumian interpretuje go jako znak młodzieży takich grup i uważa je za młodych.

Inni astronomowie nie zgadzają się z nim i uważają, że wszystkie grupy muszą być stabilne, a to wymaga danych z tych prędkości większej masy; Dlatego mówią o "ukrytej mszy". Personel likopręta zawiera w nieznanej średniej galaktyce, tylko te przeznaczone do grupy. Ya. Einasto wierzy, że gigantyczne galaktyki mają ogromny halo (jak m 87) i reprezentują "ukryta masa". Jednakże, tym więcej członków w systemie, tym większa powinna być "ukryta msza", więc wkład korony byłby całkowicie niewystarczający, ale korona astronomów nie wierzy, a ogólnie, problemy zrównoważonego rozwoju grupy i istnienie "ukrytych mas" nie zostały jeszcze rozwiązane.

Najbardziej niepodważalne i najciekawsze grupy są gniazda interakcji galaktyk; Wśród ostatnich do najmniejszego zamknięcia jest Quintet Stephen z pięciu galaktyk. Ale w nim, jak w łańcuchu VV 172 i niektóre inne, istnieje członek nienormalnego czerwonego przemieszczenia. ARP sugeruje, że takie grupy zostały wyrzucone z dużych galaktyk.

Nagumania galaktyk. Najbliżej nas gromadzą się galaktyki, a raczej chmura, która obejmuje wiele dużych i jasnych spirali zawierających gaz i kurz, będzie na nas na 12 posłów i jest w klastrze dziewicy. Podobna bliska chmura znajduje się w dużym niedźwiedzia. Każdy z nich zawiera setki galaktyk. Ale bardziej zainteresowanie jest bogate kulki galaktyk koncentrujących się na ich centrum. Najbliższa z nich - we włosach Veronica, 70 MPS, która zawiera pojedyncze wyjątki od Eliptycznego E i galaktyk Lenzide S0, w którym gaz lub w ogóle lub nie wystarczy. Liczba galaktyk w klastrach takiego "prawidłowego" typu jest ustawiona tylko do dowolnej limitu widzialnej wielkości gwiazdy. Najzdolniejszym członkom poprawnych klastrów są gigantycznymi galaktykami, a niezmienność tych wartości jest używana do oszacowania odległości do bardzo odległych klastrów, której definicja czerwonego przemieszczenia jest niemożliwa ze względów technicznych. Zvikki nagrał klastry z liczbą widocznych członków co najmniej 50. W dużych, skoncentrowanych klastrach najbliższych nam najbliższych, istnieje ponad 10 000 członków. Ustanowienie wspólnika do akumulacji poszczególnych członków czerwonego przemieszczenia z dużą liczbą członków jest skrajne trudności. Liczenie członków klastra w funkcji odległości od centrum marki, siarczowanie z gęstości galaktyk klastrów gęstość galaktyk tle nieba w pobliżu. Tak więc ustalono, że w bogatych odpowiednich klastrach przebieg gęstości liczbowej na obszarze jest podobny do liczby cząstek w izotermicznej kuli gazowej jako odległości od centrum.

Biorąc szerszą okolicę L. S. Sharov wykazało obecność gęstych galaktyk jąder i rozległej korony; Ponadto istnieje segregacja niektórych rodzajów galaktyk, na przykład, bardziej koncentrując się do środka. Największa liczba czerwonych przemieszczeń (około 50) jest mierzona w klastrze śpiączki. W takich przypadkach można oszacować dyspersję prędkości członków; Można również oszacować zgodnie z funkcją świetlistości galaktyk w klastrze, normalizując go i znając jasność z masą do galaktyk eliptycznych. Masy bogatych klastrów to 10 masy słońca (i więcej).

Nieoczekiwany kompaktowy klaster został otwarty przez R. K. Shahbazyan. Okazało się składać się z kilkunastu galaktyk. Odległość do niego jest dla mnie 700, a rozmiar wynosi tylko 350x180 KPS. Dyspersja prędkości promieniowych w nim jest niewytłumaczalnie mała: 62 km / s. Shahbazyan i Petrosyan odkryto następnie w obciążeniu, aby uzyskać więcej dziesiątek tych, takich jak rodzaj klastrów, ale nie są jeszcze badane.

Bardzo trudno jest podkreślić członków karłowatych w klastrach, w szczególności rozproszonych słabych galaktyk sferoidalnych, takich jak piec i rzeźbiarz, ponieważ te ostatnie są słabo widoczne ze względu na niską jasność powierzchni, podczas gdy inne są trudne do odróżnienia od galaktyk odległego tła . Katalog takich galaktyk typu rzeźbiarza wyniósł i zbadał . E. Karacantsova.

Długie wyszukiwania doprowadziły do \u200b\u200bwniosku, że tylko w kilku klastrach istnieje niezwykle słabe, ogólne stworzone blask, prawdopodobnie galaktyki karłowate. Z drugiej strony niewielka ilość pyłu różni się w nich, zauważalnie absorbując światło.

Neutralny wodór w klastrach nie jest wykrywany, ale istnieje emisja radiowa, która pochodzi z istniejącej hipotezy B.V. Wysoki gaz Commerga w koronach olbrzymich członków klastra. Znaleziono go w klastrach i promieni rentgenowskich, szczególnie silnych z partii radiowej NGC 1275 w rzędzie rówieśników. Eibell na Palomar Sky Atlas znalazł 2712 bardzo bogatych klastrów, a Zwicks ujawniły tego samego materiału i rangi dziesiątek tysięcy klastrów z liczbą członków co najmniej 50 i krótko ich sklasyfikował.

Dane te służą jako materiał na ogromną liczbę prób wykrywania klastrów klastrów, w przeciwnym razie supercount. Niektórzy autorzy ich nie widzą, inni uważają, że znaleźli, inni uważają, że definicje tej koncepcji są różne. Ci, którzy uważają, że stwierdzono, że ultradźwięki występują w ich składzie tylko trzech - czterech klastrów, które byłyby wywołane tylko do wielu galaktyki, w randze tych samych systemów przyznających klastry, zawierających co najmniej dziesiątki gwiazd. Dlatego autor uważa, że \u200b\u200bpodczas gdy wciąż klastry klastrów nie są wykrywane, przynajmniej mogą istnieć. Jego akcje zdania, najwyraźniej Eibell, wcześniej zidentyfikowane takie super-scopleys. Metody statystyczne stosowane w tych wyszukiwach są zmuszone polegać na katalogu Zwick, co daje kontur klastra. Granice nawet prostych klastrów są bardzo niewiarygodne. B. I. Fesenko uważa, że \u200b\u200bz takimi dziełami, silne zniekształcenia wprowadza niesamowite wpływ prętu absorpcji światła międzygalaktycznego w Paszy Galaxy. Wydaje się też wątpliwe oświadczenie hostera, że \u200b\u200bchmury i grupy klastrów (bliżej niż 5 MPS) powstają przez chmury (bliżej niż 5 posłów) tworzą spłaszczone super ulgę w centrum w klastrze dziewicy.

Niektóre specjalne przypadki późnej ewolucji galaktyk

W ostatnich latach wielokrotnie próbował stworzyć modele składu gwiazd galaktyk, które spełniały obserwowane zintegrowane widma jasnych (centralnych) regionów galaktyk spiralnych i eliptycznych. (Uzyskaj dobre spekgrogramy słabo świetlistych, ale obszerne części galaktyk, oddziałów dysków i spiralnych nie są jeszcze możliwe.) W modelu należy wybrać taką mieszankę gwiazd o różnych widmach i luminozach, dzięki czemu podaje się przez proporcje ich liczba dająca widmo podobne do obserwowanego. Okazuje się, że te obszary galaktyk muszą zawierać więcej czerwonych krasnoludów niż gwiazdy w pobliżu słońca. Te modele nie są całkiem idealne. Dlatego też, nawet jeśli liczba teorii dla różnych etapów ewolucji różnych gwiazd jest prawidłowa, obliczenia ewolucji całkowitej składu galaktyk nie mogą być testowane z pewnością. V. A. Ambartsumyan, porównując widoczną niestabilność małych grup i klastrów galaktyk z istnieniem podstawowej działalności, przyszedł do myśli o prawdopodobieństwie wczesnego fragmentacji Dostosta, obracając go do dzielonych gwiazd w stowarzyszeniach i galaktyk w grupach. Ta dyspersja substancji zamiast kondensacji, uważa, co dzieje się we współczesnej epoce.

Idea kondensacji substancji rozproszonej w gwiazdach, wzrasta do hipotezy Herschel, jest bardziej powszechna. W ostatnich latach ta hipoteza ewoluowała w teorii formacji gwiazd, gdy fala uderzeniowa ściskania prowadzi gaz. Formacja gwiazdy w naszej epoce wiąże się z obecnością młodych gorących gwiazd w dziedzinie ruchu i kompresji zimnych gazów z kurzem. Ale same systemy odnoszą się do bardzo długiej epoki ewolucji metagalaxy, a wszystkie grupy galaktyk i ich satelity są uważane za powstały dopiero dawno temu.

W przeciwieństwie do tego badanie interakcji galaktyk poprowadził autor tej recenzji do przekonania, że \u200b\u200bczasami na obrzeżach płaskich galaktyk, w szczególności na końcu gałęzi spiralnej, jest zagęszczanie masy i blasku, które są Oddzielone przez kilka z gałęzi spiralnej iz części galaktyki spiralnej, zwracając się w ten sposób satelita. Zmieniają je od masy małego regionu H I ja do masy, porównywalnej z masą gazu macierzystego, takich jak w dobrze znanym systemie M51. Teoria pływowa jest gotowa dołączyć więzi z już istniejącego towarzysza sama występowanie gałęzi spiralnych, ale większość z tych satelitów jest tak mała wagowa, która nie jest w stanie stworzyć wymaganych potężnych sił pływowych. Empatia, fragmentacja występuje w gnieździach i łańcuchach galaktyk, które powinny być niestabilne z EA jego Formy. W przypadkach badanych do 1980 r. Wewnętrzne prędkości składnika były niezwykle małe.

BIBLIOGRAFIA

2. Vorontsov-Veljaminov B. A., 1978 - ekstraalaktyczna astronomia,

2-E. ed. - m.: Science.

3. Pochodzenie i ewolucja galaktyk i gwiazd / ed. S.b. Pikelner.- m.: Science, 1976.

4. Problemy nowoczesnego kosmogony / ed. V. Ayabartzumyana.-M.: Science, 1969.

5. Berbjj J., Barbage M., 1969 - quasary. - M.: Pokój.

6. Struktura systemów stellar / ed. P. N. Holowova.-M.: IL, 1962.

7. Zeldovich L. B., Novikov I. D., 1967 - Relatywny astrofizyka. - M.: Science.

8. Gwiazdy i systemy gwiazd. / Pod. ed. D.YA. Martynova.-M.: 1981

9. Volynsky B.a. , Astronomia.-m.: 1971

Agencja Edukacji Federalnej
Stanowa instytucja edukacyjna wyższej edukacji zawodowej
"Uniwersytet Pedagogiczny Chelyabinsk State" (GU VPO "CHGPU")

Streszczenie na koncepcji nowoczesnej nauki przyrody

Temat: Fizyczne gwiazdy natury

Wykonane: Rapowina T. I.
543 grupa
Sprawdzono: Barkova v.v.

Chelyabinsk - 2012.
ZAWARTOŚĆ
Wprowadzenie ................................................. ................................. 3.
Rozdział 1. Jaka jest gwiazda ........................................... .................... 4.

Istota gwiazd .......................................... .......................... 4.
Narodziny gwiazd ............................................... ......................... 7.

1.2 Ewolucja gwiazd .............................................. ....................... 10.
1.3 koniec gwiazdy ............................................. ..........................................14.
Rozdział 2. Fizyczna natura gwiazdy ............................................ .... ..24.
2.1 Luminatywny ................................................ ......... ................ 24.
2.2 Temperatura ................................................ .................... .. ... 26
2.3 Widma i skład chemiczny gwiazd ........................................... .. 27.
2.4 Średnia gęstość gwiazdy .............................................. .......................... 28.
2.5 Promień gwiazd .......................................... .............................. 39.
2.6 Masowe gwiazdy ............................................... ............................ 30.
Wniosek ................................................. ........... .................. ..32.
Bibliografia ....................................... .......... .................... 33.
Dodatek ................................................. ............................. 34.

Wprowadzenie

Nie ma nic prostego niż gwiazda ...
(A. S. Eddington)

Natychmiastowaczność człowieka próbowała podać nazwę obiektów i zjawisk, który go otoczył. Dotyczy to również ciał niebieskich. Po pierwsze, nazwy otrzymały najjaśniejsze, dobrze widoczne gwiazdy, z czasem - i inne.
Otwarcie gwiazd, widoczny blask, którego zmienia się z czasem, doprowadziła do specjalnej notacji. Są one oznaczone literami łacińskich, a następnie nazwę konstelacji w przypadku rodzicielskiego. Ale pierwsza zmienna gwiazda, znaleziona w niektórych konstelacji, nie jest wskazana literami A. Odliczanie prowadzone jest z liter L. Następna gwiazda jest oznaczona literą s i tak dalej. Gdy wszystkie litery alfabetu są wyczerpane, rozpoczyna się nowe koło, czyli po raz z, a jest ponownie używany. W tym przypadku litery mogą podwoić, na przykład "RR". "R Lew" oznacza, że \u200b\u200bjest to pierwsza otwarta zmienna gwiazda w konstelacji lwa.
Gwiazdy są dla mnie bardzo interesujące, więc postanowiłem napisać esej na ten temat.
Gwiazdy są na tym odległym słońcu, studiując naturę gwiazd, porównamy swoje cechy fizyczne z charakterystyką fizyczną Słońca.

Rozdział 1. Co to jest gwiazda
1.1 Esencja gwiazdy
Wraz z uporętym patrzącym na gwiazdę wydaje się być slowącym punktem, czasami z rozbieżnymi promieniami. Zjawisko Ray jest związane z cechą wzroku i nie jest związane z fizyczną naturą gwiazdy.
Każda gwiazda jest od nas usunięta. Najbliżej gwiazd - Proksima - znajduje się 270000 razy więcej niż słońce. Najjaśniejsza gwiazda Syriusz Siriusa w konstelacji jest dużym psem, znajduje się w odległości 8x1013km, ma o tej samej jasności, co żarówka 100 watowa na odległość 8 km (jeśli nie bierzesz pod uwagę osłabienia światło w atmosferze). Ale aby światło było widoczne na tym samym kącie, pod którym płyta była widoczna dla odległego Sirium, jego średnica powinna wynosić 1 mm!
Z dobrą widocznością i normalną wizją nad horyzontem, około 2500 gwiazdek może być widoczny w tym samym czasie. Miej własne imiona 275 gwiazdek, na przykład Algol, Aldebaran, Antares, Altair, Arktur, Bethelgeuse, Vega, Gemma, Duhe, Canopus (drugi w jasności gwiazdy), Capella, Mitsar, Polar (Gwiazda) , REGUL, Rigel, Syriusz, Specker, Serce Charlesa, Tajgaet, Fomalgaut, Shat, Głód, Electra itp.
Pytanie o wiele gwiazd w tej konstelacji jest pozbawione znaczenia, ponieważ brakuje mu konkretności. Aby uzyskać odpowiedź, musisz znać wizualny widok obserwatora, czas, w którym trwają obserwacje (jasność nieba), wysokość konstelacji (horyzont jest trudny do wykrycia słabej gwiazdy ze względu na atmosferyczne osłabienie Lekkie), miejsce obserwacji (w atmosferze gór, bardziej przezroczyste - dzięki czemu widać więcej gwiazd) itd. Średnio jedna konstelacja odpowiada za około 60 gwiazdek obserwowanych przez gołym okiem (w Drodze Mlecznej i w dużych konstelacjach - większość). Na przykład, w konstelacji Swan można policzyć do 150 gwiazdek (region Mleczny); A w lwie konstelacyjnej - tylko 70. W małej konstelacji trójkąt pokazuje tylko 15 gwiazdek.
Jeśli weźmiesz pod uwagę gwiazdy do 100 razy słabsze niż najsłabsze gwiazdy, inny rozróżnialny obserwator, a następnie średnio jeden konstelacja będzie konta około 10 000 gwiazdek.
Gwiazdy różnią się nie tylko dzięki ich jasności, ale także w kolorze. Na przykład Aldebaran (Constellation Taurus), Antares (Scorpio), Bethelgeuse (Orion) i Arcturus (Vascha) - Red i Vega (Lira), Regul (Lion), Specker (Virgo) i Sirius (Duże długopisy) Niebieski.
Gwiazdy migotanie. To zjawisko jest dobrze zauważalne na horyzoncie. Przyczyną migotania jest niejednorodność optyczna atmosfery. Przed wejściem do oka obserwatora światło gwiazd krzyczy w atmosferze dużo małych niejednorodności. Zgodnie z jego właściwościami optycznymi wyglądają jak soczewki koncentrujące lub rozpraszające światło. Ciągły ruch takich soczewek i przyczyną migotania.
Powodem zmiany koloru w migotaniu wyjaśnia Rys.6, z którego widać, że niebieski (c) i czerwony (k) światło z tej samej gwiazdy przed wejściem do oka obserwatora (O), wymaga nierównych ścieżki w atmosferze. Jest to konsekwencja nierównych zawodników w atmosferze niebieskiego i czerwonego światła. Niespójność żywych oscylacji (spowodowanych różnymi heterogenicznościami) prowadzi do niezrównoważenia kolorów.

Rys.6.
W przeciwieństwie do ogólnego migotania, kolor można zobaczyć tylko z gwiazd blisko horyzontu.
Niektóre gwiazdy zwane zmiennymi gwiazdami, zmiany jasności występują znacznie wolniej i płynnie niż podczas migotania, rys. 7. Na przykład gwiazda Algol (diabła) w konstelacji Perseus zmienia jego jasność w okresie 2,867 dni. Przyczyny "zmienności" gwiazd są zróżnicowane. Jeśli dwie gwiazdki zwracają się wokół wspólnego centrum mas, to jeden z nich może okresowo zamknąć drugą (przypadek algoli). Ponadto niektóre gwiazdy zmieniają jasność w procesie pulsacji. Dla innych gwiazdek, jasność zmienia się z eksplozjami na powierzchni. Czasami cała gwiazda jest eksplodowani (wtedy jest gwiazda supernova, jasność, której miliardy czasy powyżej Sunny).

Rys.7.
Ruchy gwiazd w stosunku do znajomego z prędkościami w dziesiątkach kilometrów na sekundę prowadzą do stopniowej zmiany wzorców gwiazd na niebie. Jednak średnia długość życia osoby jest zbyt mała, że \u200b\u200btakie zmiany były w stanie zauważyć z nieuzbrojonymi oczami podczas obserwowanych.

1.2 Narodziny gwiazd

Nowoczesna astronomia ma dużą liczbę argumentów na rzecz twierdzenia, że \u200b\u200bgwiazdy powstają przez skondensowanie chmur średniego środka międzygwiezdnego. Jest obecnie proces tworzenia gwiazd z tego środowiska. Wyjaśnienie tej okoliczności jest jednym z największych osiągnięć współczesnej astronomii. Było to nawet niedawno uwierzyło, że wszystkie gwiazdy powstały prawie w tym samym czasie wiele miliardów lat temu. Upadek tych metafizycznych przedstawień przyczyniło się przede wszystkim postępem obserwacyjnej astronomii i rozwoju teorii struktury i ewolucji gwiazd. W rezultacie stało się jasne, że wiele obserwowanych gwiazd jest stosunkowo młodymi przedmiotami, a niektóre z nich powstały, gdy była osoba na ziemi.
Ważnym argumentem na korzyść wycofania, że \u200b\u200bgwiazdy powstają z otoczenia gazowo-zakopowego międzygazowego, obsługuje lokalizację grup oczywiście młodych gwiazd (tak zwane "stowarzyszenia") w spiralnych gałęziach galaktyki. Faktem jest, że zgodnie z obserwacjami Astronomii Radio, gaz międzygwiezdny jest skoncentrowany głównie w spiralnych rękawach galaktyk. W szczególności odbywa się w naszej galaktyce. Co więcej, ze szczegółowych "obrazów radiowych" niektóre z niektórych galaktyk blisko nas są zgodne z tym, że największa gęstość gazu międzygwiezdnym obserwuje się na wewnętrznym (w odniesieniu do centrum odpowiedniej galaktyki) krawędzi spirali, która znajduje naturalny Objaśnienie, nie zatrzymamy się tutaj na szczegółach. Ale właśnie w tych częściach spirali obserwuje się metodami optycznych astronomii "strefy n n", tj. Chmury zjonizowanego gazu międzygwiezdnego. Powodem jonizacji takich chmur może być promieniowaniem ultrafioletowym masywnych gorących gwiazd - obiektów oczywiście młodych.
Centralny w problemie ewolucji gwiazd jest kwestia źródeł ich energii. W ubiegłym wieku i na początku tego wieku oferowano różne hipotezy o charakterze źródeł energii słońca i gwiazd. Niektórzy naukowcy uważali na przykład, że źródło energii słonecznej jest ciągłe spadające na jego powierzchni meteorów, inni szukali źródła w ciągłym kompresji Słońca. Potencjalna energia może zostać zwolniona w takim procesie, w pewnych warunkach, "Idź do promieniowania. Jak zobaczymy, poniżej, to źródło na wczesnym etapie ewolucji gwiazdy może być dość skuteczny, ale nie może zapewnić promieniowania słońca na wymagany czas.
Sukcesy fizyki jądrowej umożliwiły rozwiązanie problemu źródeł gwiezdnych energii pod koniec lat trzydziestych naszych stulecia. Takie źródło jest reakcje syntezy termojądrowej, które występują w głębi gwiazd o dominującej bardzo wysokiej temperaturze (około dziesięciu milionów stopni).
W wyniku tych reakcji, której prędkość jest wysoce zależna od temperatury, protony zamienia się w jądro helu, a zwalniona energia powoli "przesiąknęła" przez podłoża gwiazd, aw końcu, znacznie przekształcany, jest emitowany do przestrzeni na świecie . Jest to wyjątkowo potężne źródło. Jeśli zakładamy, że oryginalne słońce składało się wyłącznie z wodoru, który w wyniku reakcji termonuklearnych stanie się całkowicie w helu, wówczas ilość energii zostanie przydzielona do około 10,52 erga. Tak więc, aby utrzymać promieniowanie przy obserwowanym poziomie na miliardy lat, wystarczy, że słońce "wydane" nie jest ponad 10% jego początkowego zapasu wodoru.
Teraz możemy zaprezentować obraz ewolucji niektórych gwiazdek w następujący sposób. Z jakiegoś powodu można określić kilka z nich), chmura środka międzygazowego zakurzającego gazu może być skondensowane. Wkrótce (oczywiście, w skali astronomicznej!) Pod wpływem globalnej siły tej chmury powstaje, powstaje stosunkowo gęsta nieprzezroczysta piłka gazowa. Ściśle mówiąc, ta piłka nie może być nazywana gwiazdą, ponieważ na centralnych obszarach temperatura jest niewystarczająca, aby rozpocząć reakcje termojądrogowe. Ciśnienie gazu wewnątrz piłki nie jest w stanie zrównoważyć sił przyciągania poszczególnych części, więc będzie stale kompresować. Niektórzy astronomowie wcześniej uważali, że takie protozony są obserwowane w oddzielnych mgławicach w postaci bardzo ciemnych formacji kompaktowych, tzw. Global. Sukcesy radia astronomii, jednak zmuszeni odmówić taka dość naiwnego punktu widzenia. Zwykle nie jest tworzony jednocześnie jeden protokół, ale mniej lub bardziej liczna grupa. W przyszłości te grupy stają się stowarzyszeniami i klastrami, znani astronomami. Jest bardzo prawdopodobne (że na tym bardzo wczesnym etapie ewolucji gwiazdy wokół nie jest utworzona z mniejszą masą, która następnie stopniowo zamieniają się w planety.
W ściskaniu protozałości temperatura zwiększa go i znaczna część wydanej energii potencjalnej jest emitowana do otaczającej przestrzeni. Ponieważ wymiary sprężystej kuli gazowej są bardzo wysokie, promieniowanie z jednostki jego powierzchni będzie nieistotne. Ponieważ strumień promieniowania z jednostki powierzchniowej jest proporcjonalne do czwartego stopnia temperatury (Stephen - Prawa Boltzmanna), temperatura warstwy powierzchni gwiazdy jest stosunkowo niska, podczas gdy jego jasność jest prawie taka sama jak zwykła gwiazda z ta sama masa. Dlatego na diagramie "Spectrum", takie gwiazdy będą bezpośrednio od głównej sekwencji, tj. Wpadną do regionu czerwonych gigantów lub czerwonych krasnoludków, w zależności od wartości ich początkowymi mas.
W przyszłości protokół nadal się kurczy. Jego dzwonki stają się mniejsze, a temperatura powierzchni rośnie w wyniku czego widmo staje się coraz bardziej wcześnie. Tak więc poruszając się wzdłuż diagramu "Spectrum - Luminisyjność", protokół jest dość szybko "siedzi" do głównej sekwencji. W tym okresie temperatura podgleźnie gwiazd jest już wystarczająca dla tego, aby rozpoczęły się tam reakcje termojądrowe. Jednocześnie ciśnienie gazowe wewnątrz przyszłej gwiazdy równoważy przyciąganie, a piłka gazowa przestaje kompresować. Protokół staje się gwiazdą.

Wspaniałe kolumny składające się głównie głównie z gazowego wodoru i pyłu powodują noworodków gwiazd wewnątrz mgławicy orła.

Zdjęcie: NASA, ESA, STCI, J HOUSEJ I PO SCOWEN (Arizon State University)

1.3 Ewolucja gwiazdy
Aby przejść najwcześniejszy etap swojej ewolucji, protokoły potrzebują stosunkowo mało czasu. Jeśli na przykład masa protokołu jest bardziej słoneczna, potrzebujesz tylko kilku milionów lat, jeśli mniej - kilkaset milionów lat. Ponieważ czas ewolucji pociągu protostowego jest stosunkowo mały, ta bardzo wczesna faza rozwoju gwiazd jest trudna. Zaobserwowano jeszcze gwiazdy w takim etapie. Mamy na myśli bardzo interesujące torby T typu T, zazwyczaj zanurzone w ciemnych mgławicach.
W 5966, całkowicie niespodziewanie ujawnił możliwość obserwowania protozonów we wczesnych etapach ich ewolucji. Veliko była zaskoczeniem astronomów radiowych, gdy podczas przeglądu nieba na falę 18 cm, odpowiednia stacja radiowa, została odkryta jasna, niezwykle kompaktowa (tj. Mając małe rozmiary kątowe). Było tak nieoczekiwane, że pierwszy raz odmówił nawet wierzyć, że taki jasny radar może należeć do cząsteczki hydroksylowej. Hipoteza wyrażała, że \u200b\u200blinie te należą do pewnej nieznanej substancji, która została natychmiast podana przez "odpowiednią" nazwę "Misterium". Jednak Misterium bardzo szybko podzielił los jego optycznych "braci" - "Nebulia" i "Kononoye". Faktem jest, że wiele dziesięcioleci jest jasna linia mgławicy, a korona słoneczna nie poddała się identyfikacji z żadnymi znanymi liniami widmowymi. Dlatego zostały przypisane do niektórych, nieznanych na ziemi, hipotetycznych elementów - "Nebulia" i "Koronia". W latach 1939-1941. Przekonano przekonująco, że tajemnicze linie "Korona" należą do wielokrotnego jondyzowanego atomów żelaza, niklu i wapnia.
Jeśli dla "debaty" "Nebulia" i "Korona" wymagała dziesięcioleci, po kilku tygodniach po odkryciu stała się jasna, że \u200b\u200blinie niedozwolone należą do zwykłego hydroksylu, ale tylko w niezwykłych warunkach.
Tak więc źródła miserium są gigantyczne, naturalne kosmiczne mars pracujące nad długością fali linii hydroksylowej, których długość wynosi 18 cm. Jest w maaserach (i na częstotliwościach optycznych i podczerwieni - w laserach) ogromna jasność w Linia jest osiągana, a szerokość widma jest niewielka. Jak wiadomo, wzrost promieniowania w linii z powodu tego efektu jest możliwe, gdy medium, w którym promieniowanie jest rozprowadzane w dowolny sposób "aktywowany". Oznacza to, że źródło energii "trzeciej" "(tzw. Pompowanie") powoduje, że stężenie atomów lub cząsteczek na poziomie początkowym (górnym) nienormalnie wysoko. Bez stałego "pompowania", maser lub laser jest niemożliwy. Kwestia charakteru "pompowania" mechanizmu maserów kosmicznych, podczas gdy jedzenie jest ostatecznie rozwiązane. Jednak najprawdopodobniej "pompowanie" jest dość potężnym promieniowaniem podczerwieni. Innym możliwym mechanizmem "pompowania" może być pewnymi reakcjami chemicznymi.
Mechanizm pompowy tych maser nadal nie jest całkowicie jasny, nadal można dokonać trudnej idei warunków fizycznych w chmurach emitujących mechanizm MOMAN linii w wysokości 18 cm. Przede wszystkim okazuje się, że te chmury Są dość gęste: w centymetrze sześciennej jest ekstremalne Exle 10,8 -10 9 cząstek i znaczące (i może być dużą) częścią z nich - cząsteczki. Temperatura jest prawie wyższa niż dwa tysiące stopni, najprawdopodobniej wynosi około 1000 stopni. Właściwości te są znacznie różne od właściwości nawet najbardziej gęstych chmur gazu międzygwiezdnego. Biorąc pod uwagę stosunkowo niewielki rozmiar chmur, mimowolnie dojdziemy do wniosku, że są raczej przypominając przedłużoną, całkiem zimną atmosferę gwiazd - supergiant. Jest bardzo podobny do tego, że te chmury są niczym oprócz wczesnego etapu rozwoju pociągu protostu, kolejny bezpośrednio za ich kondensacją od środka międzygwiezdnego. Na korzyść tego oświadczenia (który autor tej książki wyrażony w 1966 r.) Mówią inne fakty. W mgławicy, gdzie obserwuje się kosmiczne maasery, widoczne są młode gorące gwiazdy. W związku z tym ostatnio zakończył się niedawno i najprawdopodobniej utrzymuje się obecnie proces formacji gwiazd. Być może najbardziej ciekawą rzeczą jest to, że, jak pokazują obserwacje astronomii radiowej, kosmiczne klacze tego typu, jak były "zanurzone" w małych, bardzo gęstych chmurach jonizowanego wodoru. W tych chmurach znajduje się wiele kosmicznego pyłu, co czyni ich nieobserwowani w zakresie optycznym. Takie "kokony" są zjonizowane przez młodą, gorącą gwiazdę, zlokalizowaną w nich. W badaniu procesów formacji gwiazdowej astronomia była bardzo przydatna. W końcu do promieni podczerwieni, wchłanianie światła międzygwiezdnego nie jest tak niezbędne.
Możemy teraz przedstawić następujące zdjęcie: z chmury środka międzygwiezdnego, za pomocą kondensacji tworzy się kilka skrzepów różnych mas, ewoluujących do protostów. Prędkość ewolucji jest inna: dla bardziej masywnych skrzepów będzie więcej. Dlatego najbardziej masywny skrzepnik zamieni się w gorącą gwiazdę do gorącej gwiazdy, podczas gdy reszta będzie opóźniona mniej więcej przez długi czas na etapie protokołów. Obserwujemy ich jako źródła promieniowania masera w bezpośrednim sąsiedztwie "noworodka" gorąca gwiazda, jonysive, która nie skondensowała się w sprzęgła wodoru kokonowego. Oczywiście ten szorstki schemat będzie nadal wyrafinowany, a oczywiście znaczące zmiany zostaną podjęte. Ale fakt pozostaje: Nieoczekiwanie okazało się, że jakiś czas (najprawdopodobniej - stosunkowo krótki) protokony noworodków, wyrażający figuratywnie, "krzyczy" o ich wyróżnieniu światła, wykorzystując najnowsze metody radiofizyki kwantowej (tj. Marsers).
Raz w głównej sekwencji i przestałalić, gwiazda promieniuje prawie bez zmiany pozycji w diagramie "Spectrum". Jego promieniowanie jest utrzymywane przez reakcje termojądrogowe w regionach centralnych. Tak więc, główna sekwencja jest taka jak gdyby geometryczna lokalizacja punktów w diagramie "Spectrum - jasność", gdzie gwiazda (w zależności od jej masy) może być długi i odporny na emitują z powodu reakcji termonuklearnych. Lokalizacja gwiazdy głównej sekwencji jest określona przez jego masę. Należy zauważyć, że istnieje inny parametr, który określa pozycję gwiazdy emitującej równowagi na diagramie "Spectrum". Ten parametr jest początkowym składem chemicznym gwiazdą. Jeśli względna zawartość elementów ciężkich zmniejsza się, gwiazda "upada" na diagramie poniżej. To jest ta okoliczność, że wyjaśniono obecność sekwencji subkarlikowa. Jak wspomniano powyżej, względna treść ciężkich elementów z tych gwiazd wynosi dziesięć razy mniej niż gwiazdy głównej sekwencji.
Pobyt gwiazdy na głównej sekwencji jest określony przez jego początkową masę. Jeśli masa jest duża, promieniowanie gwiazdy ma ogromną moc i raczej szybko zużywa rezerwy jego wodoru "paliwo". Na przykład gwiazdy głównej sekwencji z masą przekraczającą słoneczną na kilka razy (są one gorące niebieskie giganty o klasie widmowej o), może być stabilny, podczas gdy w tej sekwencji tylko kilka milionów lat Gwiazdy z masą w pobliżu Solar, znajdują się w głównej sekwencji 10-15 miliardów lat.
"Wypalenie" wodoru (tj. Obracanie go do helu podczas reakcji termookrearowych) występuje tylko na centralnych obszarach gwiazd. Wyjaśnia to fakt, że substancja gwiezdna jest mieszana tylko na centralnych obszarach gwiazd, gdzie nadchodzą reakcje jądrowe, podczas gdy zewnętrzny słonia zachowuje względną zawartość wodoru niezmieniona. Ponieważ ilość wodoru w centralnych obszarach gwiazdy jest ograniczona, prędzej czy później (w zależności od masy gwiazdy) jest prawie cały "wypalenia". Obliczenia pokazują, że masa i promień regionu centralnego, w którym nadchodzą reakcje jądrowe, stopniowo zmniejszają, podczas gdy gwiazda powoli porusza się w diagramie "Spectrum - Luminisyjność" w prawo. Proces ten występuje znacznie szybciej od stosunkowo ogromnych gwiazd.
Co dzieje się z gwiazdą, gdy wszystko (lub prawie wszystkie) wodór w jej rdzeniu "będzie płonie"? Ponieważ wydanie energii na centralnych obszarach gwiazdy jest zakończona, temperatura i ciśnienie nie mogą być utrzymane na poziomie niezbędnym do przeciwdziałania siłą gwiazdy ściskającej. Kernel gwiazdy zacznie się kurczyć, i wznosi to. Powstaje bardzo gęsty obszar gorący, składający się z helu (który obrócił wodór) z małym domieszkiem cięższych elementów. Gaz w takim stanie nazywa się "zdegenerowany". Ma wiele interesujących właściwości. W tym gęstym gorącym obszarze, reakcje jądrowe nie wystąpią, ale będą raczej intensywnie płynąć na obrzeżach jądra, w stosunkowo cienkiej warstwie. Gwiazda, jak to było, "pęcznieje" i zaczną "iść" z głównej sekwencji, poruszając się w dziedzinie czerwonych gigantów. Ponadto okazuje się, że gwiazdy gigantów o mniejszej zawartości ciężkich elementów będą miały wyższą jasność z tymi samymi rozmiarami.

Ewolucja klas gwiazdy G na przykładzie słońca:

1.4 koniec gwiazdy
Co dzieje się z gwiazdami, gdy reakcja "hel-węgla" w regionach centralnych wyczerpała się, jak również reakcję wodorową w cienkiej warstwie otaczającej gorące ciasne jądro? Jaki etap ewolucji przyjdzie po scenie czerwonego olbrzyma?

Białe karłowatki.

Połączenie tych obserwacji, a także szereg względów teoretycznych, sugeruje, że na tym etapie ewolucji gwiazdy masa jest mniejsza niż 1,2 masa słońca, znaczna część ich masy tworzącej ich zewnętrzną skorupę , "Resetowanie". Obserwujemy taki proces wydaje się tworzenie tzw. "Mgławice planetarnych". Po oddzieleniu gwiazdy od stosunkowo niskiej prędkości, zewnętrznej powłoki, "opuszcza" jego wewnętrzne, bardzo gorące warstwy. Jednocześnie rozdzielona skorupa rozszerzy, dalej i dalej od gwiazdy.
Potężne promieniowanie gwiazd ultrafioletowych - rdzeń mgławicy planetarnej - będzie jonize atomów w skorupce, ekscytując blask. Po kilku dziesiątkach tysięcy lat skorupa będzie rozwiać i pozostanie tylko mała bardzo gorąca gęsta gwiazda. Stopniowo, dość wolny chłodzenie, zamieni się w biały krasnolud.
Tak więc, białe krasnoludy, jak "dojrzewają" wewnątrz gwiazd - czerwone giganty - i "pojawiają się na światła" po oddzieleniu zewnętrznych warstw olbrzymich gwiazd. W innych przypadkach rozładowanie warstw zewnętrznych może nie występować dzięki powstaniu mgławicy planetarnej, ale przez stopniowe wygaśnięcie atomów. W każdym razie, białych krasnoludków, w których wszystkie wodorowe "wypalone" i reakcje jądrowe zatrzymały się, najwyraźniej są ostatnim etapem ewolucji większości gwiazd. Logiczny wniosek stąd jest rozpoznawanie relacji genetycznej między najbardziej późnymi etapami ewolucji gwiazd i białych krasnoludków.

Białe krasnoludy z atmosferą węgla

W odległości 500 lat świetlnych od ziemi w konstelacji Wodnik znajduje się umierająca gwiazda typu Słońca. W ciągu ostatnich kilku tysięcy lat gwiazda dała początek mgławicy ślimakowej - dobrze zbadanej bliskiej mgławicy planetarnej. Mgławica planetarna jest zwykłym końcowym etapem ewolucji dla gwiazd tego typu. Na tym obrazie mgławicy ślimak wykonany przez obserwatorium kosmicznego na podczerwień pokazuje promieniowanie nadchodzące głównie na skorupach rozszerzających wodór molekularny. Pył, który zwykle występuje w tak mgławicy, powinny być również intensywnie emitowane w zakresie podczerwieni. Wydaje się jednak, że jest nieobecny w tej mgławicy. Powodem może znajdować się w głównej gwiazdy - biały krasnolud. Ten mały, ale bardzo gorący gwiazda promieniuje energią w krótkim zakresie ultrafioletowym, a zatem nie jest widoczny na obrazie podczerwieni. Astronomowie uważają, że w czasie, to intensywne promieniowanie ultrafioletowe mogło zniszczyć kurz. Oczekuje się, że słońce przejdzie również etap mgławicy planetarnej w 5 miliardów lat.

Na pierwszy rzut oka mgławica ślimaka (lub NGC 7293) ma prosty okrągły kształt. Od-Nao stała się jasna, że \u200b\u200bta dobrze studiowała mgławica planetarna, generowana przez gwiazdę podobną do słońca, zbliżająca się do końca życia, ma niesamowicie złożoną strukturę. Jego rozszerzone pętle i komety z pęcherzyków gazowych były badane na obrazach uzyskanych przez teleskop przestrzeni Hubble'a. Jednak ten jasny obraz mgławicy ślimaka uzyskano na teleskopu o średnicy obiektywu zaledwie 16 cali (40,6 cm), wyposażonego w komorę i zestaw szerokopasmowych i wąskich filtrów. Na obrazowym obrazie kompozytowym można zobaczyć szczegóły struktury, w tym niebiesko-zielone paski promieniowe lub igły, długość ~ 1 rok światła, który sprawia, że \u200b\u200bmgławica jak koło kosmiczne rowerowe. Obecność szprych, najwyraźniej świadczy, że mgławica samego ślimaka jest stara, która była chroniona mgławicą planetarną. Mgławica znajduje się w odległości tylko 700 lat świetlnych od ziemi w konstelacji Wodnika.

Czarni krasnoludy.

Stopniowo chłodząc, są one mniej emitowane, obracając się w niewidzialne "czarne" krasnoludy. Są martwe, zimne gwiazdy bardzo dużej gęstości, w milionach razy więcej gęstsze wody. Ich rozmiar jest mniejszy niż rozmiary świata, chociaż mas są porównywalne z solarną. Proces chłodzenia białych krasnoludków trwa wiele setek milionów lat. Więc zepsuć swoje istnienie większość gwiazd. Jednak finał życia stosunkowo ogromnych gwiazd może być znacznie bardziej dramatyczny.

Gwiazdy neutronów.

Jeśli masa kurczącej się gwiazdy przekracza masę słońca o ponad 1,4 razy, a następnie taka gwiazda, osiągając scenę białego karłowata, nie zatrzyma się. Siły grawitacyjne w tym przypadku są bardzo wysokie, że elektrony są wciśnięte do jąder atomowych. W rezultacie izotopy zamieniają się w neutrony zdolne do latania do siebie bez żadnych interwałów. Gęstość gwiazd neutronów jest lepsza od nawet gęstości białych krasnoludków; Ale jeśli masa materiału nie przekracza 3 mas słonecznych, neutronów, takich jak elektrony, są zdolne do zapobiegania dalszej kompresji. Typowa gwiazda neutronowa ma średnicę tylko od 10 do 15 km, a jeden centymetr sześcienny jego substancji waży około miliarda ton. Oprócz niesporowanej ogromnej gęstości, gwiazdy neutronów mają dwie kolejne właściwości, które pozwalają na odkryć, pomimo takich małych wymiarów: jest to szybki obrót i silne pole magnetyczne. Ogólnie rzecz biorąc, wszystkie gwiazdy obracają się, ale kiedy gwiazda jest skompresowana, jego prędkość wzrasta - tak jak łyżwiarka figurowa obraca się znacznie szybciej, gdy naciska ramiona. Gwiazda neutronów robi kilka rewolucji na sekundę. Wraz z tym, wyjątkowo szybki rotacja, gwiazdy neutronów mają pole magnetyczne, miliony razy silniejsze niż ziemia.

Hubble zobaczył pojedynczą gwiazdę neutronowej w przestrzeni.

Pulsujący

Pierwsze pulsary zostały otwarte w 1968 r., Kiedy astronomowie radiowe odkryli regularne sygnały, które idą do nas z czterech punktów galaktyk. Naukowcy byli zdumieni faktem, że niektóre naturalne obiekty mogą emitować impulsy radiowe w tak dobrze i szybkim rytmie. Początkowo prawda, astronom podejrzewa udział pewnych myślenia istot żyjących w głębi galaktyki. Ale wkrótce znaleziono naturalne wyjaśnienie. W potężnym polu magnetycznym gwiazdy neutronowej, elektrony poruszające się na helisie generują fale radiowe, które są emitowane przez wąską wiązkę jako wiązkę reflektorów. Gwiazda szybko obraca się, a radar przecina linię naszej obserwacji, jakby latarnia morska. Niektóre pulsary emitują nie tylko fale radiowe, ale także światło, promienie rentgenowskie i gamma. Okres najbardziej powolnych pulsarów około czterech sekund i najszybsze - tysięczne sekundy. Rotacja tych gwiazd neutronów była z jakiegoś powodu jeszcze bardziej przyspieszona; Mogą być zawarte w podwójnych systemach.
Dzięki projektom rozproszonym obliczeniu [Chroniony e-mail] W 2012 r. Znaleziono 63 pulsar.

Ciemny Pulsar.

Supernovae.

Gwiazdy, których mas nie osiąga 1.4 Solar, cicho i spokojnie. Co dzieje się bardziej masywnymi gwiazdami? Jak powstają gwiazdy neutronowe i czarne dziury? Katastrofalna eksplozja, która kończy życie masywnej gwiazdy, jest naprawdę imponujące wydarzenie. Jest to najpotężniejsze zjawiska naturalne w gwiazdach. Chwila jest wydana bardziej energia niż opróżnia nasze słońce przez 10 miliardów lat. Lekki strumień wysłany przez jedną umierającej gwiazdy jest równoważne całej galaktyce, a przecież widoczne światło jest tylko małą częścią pełnej energii. Pozostałości gwiazdy eksplodującej odlatują z prędkościami do 20 000 km na sekundę.
Takie wybuchy wielkich gwiazd nazywane są Supernova. Supernowe jest raczej rzadkim zjawiskiem. Każdego roku i inne galaktyki są wykrywane od 20 do 30 supernowych, głównie w wyniku systematycznego wyszukiwania. W wieku, w każdej galaktyce mogą być od jednego do czterech. Jednak w naszej własnej galaktyce Supernova nie zostały zaobserwowane od 1604 roku. Może byli, ale pozostały niewidzialne z powodu dużej ilości pyłu w Drogi Mlecznej.

Eksplozja supernowych.

Czarne dziury

Od gwiazdy posiadającej dużo więcej niż trzech słonecznych, a promień jest ponad 8885 kilometrów, światło nie może już dostać się w przestrzeń. Belka rzeźbiona z powierzchni jest zakrzywiona w polu grawitacyjnym tak bardzo, że powraca do powierzchni. Quanta Light.
itp.................

Jasność gwiazd jest obliczana przez ich absolutną wielkość gwiazdy, która jest związana z wskaźnikami widocznych wielkości

M \u003d m + 5 + 51gπ (116)

M \u003d m + 5 - 51g, (117)

gdzie Π jest jednoroczną gwiazdą Paralaksacyjną, wyrażoną w stanach łuku (") i R - odległość gwiazd w Parrseca (PS). Znalezione przez wzory (116) i (117) Absolutna wartość gwiazdy μ należy do tego samego umyśle, jak widoczna wartość gwiezdna m, tj. Może to być wizualne μ V, fotograficzne M PG, fotowoltaiczne (M V, M w lub M V) itp. W szczególności absolutna gwiazda bolometryczna, która charakteryzuje pełne promieniowanie,

M b \u003d m v + b (118)

i może być również obliczany zgodnie z widoczną bolometrią Chesky Star

m b \u003d m V + b, (119)

gdzie b jest korekcją bolometryczną, w zależności od klasy widmowej i klasę jasności gwiazd.

Jasność lwów L wyraża się na jasności słońca, przyjęta na jednostkę (L \u003d 1), a następnie

lg l \u003d 0,4 (m - m), (120)

gdzie M jest absolutną wielkością gwiazdy: Visual M V \u003d +4 m, 79; fotograficzne m pg - \u003d + 5m, 36; fotoelektryczny żółty μ ν \u003d +4 m 77; Photoelektryczny Blue M B \u003d 5 m, 40; Bolometryczny M B \u003d +4 m, 73. Te wartości gwiezdne muszą być używane podczas rozwiązywania zadań tej sekcji.

Jaźnie świetlistą komputera obliczonego przez wzór (120) odpowiada rodzajowi absolutnej gwiazdy wielkości gwiazdy i słońca.

Prawo Stephena Boltzmanna

zastosuj, aby określić skuteczną temperaturę T e tylko tych gwiazd, w których znane są średnice kątowe. Jeśli ε jest ilością energii spadającej z gwiazdy lub słońca wzdłuż normalnego do witryny w 1 cm 2 obramowania atmosfery Ziemi do 1C, a następnie o średnicy kątowej δ, wyrażona w stanie łuku (") , temperatura

(121)

gdzie σ \u003d 1,354 · 10 -12 CAL / (cm2 · · · gradowy 4) \u003d 5,70 · 10 -5 ERG / (CM2 · · · Grainetka 4) i jest wybierana w zależności od ilości energii ilości energii E , Który z nich znajduje się z formuły (111) na różnicę w gwiazdy bolometrycznej wielkości gwiazdy i słońca, porównując z stałą słoneczną ε ~ 2 CAL / (CM2 · min).

Temperatura koloru słońca i gwiazd, w widma, którego wiadomo, że dystrybucja energii można znaleźć zgodnie z prawem wina

Τ \u003d k / λ m, (122)

gdzie λ M oznacza długość fali odpowiadająca maksymalnie energii, a K jest stałą w zależności od jednostek pomiaru λ. Podczas pomiaru λ w cm k \u003d 0,2898 cm · grad i podczas pomiaru λ w Angstromach (Å) k \u003d 2898 · 10 4 Å · · stopni.

W przypadku wystarczającej precyzji temperatury kolorów gwiazd są obliczane zgodnie z ich wskaźnikami kolorów C i (B-V)

(123)

(124)

Masy gwiazd μ są zwykle wyrażane w masach Słońca (μ \u003d 1) i są bezpiecznie określane tylko dla fizycznych gwiazd podwójnych (ze znaną paralaksy π) zgodnie z trzecim uogólnionym prawem Caplera: ilość składników masowych podwójna gwiazda

Μ 1 + M2 \u003d 3 / p2, (125)

gdzie ρ jest okresem obiegu satelitaru gwiazdowego wokół głównej gwiazdy (lub obu gwiazd wokół wspólnego centrum mas), wyrażone w latach, a a A jest dużą półką orbity satelitarnego w Jednostki astronomiczne (AE).

Wartość jest w. mi. Jest obliczany na wartości kątowej dużej pół-osi A i Pararlax π uzyskany z obserwacji w sekundzie drugiego łuku:

a \u003d a "/ π (126)

Jeśli stosunek odległości A 1 i 2 składniki podwójnej gwiazdy z ich wspólnego centrum masy, a następnie równość

M 1 / M2 \u003d A 2 / A 1 (127)

umożliwia obliczenie masy każdego składnika oddzielnie.

Liniowe gwiazdy RDII r są zawsze wyrażone w promieniu słońca (R \u003d 1) i dla gwiazd o znanych średnicach kątowych δ (w drugim łuku)

(128)

lGΔ \u003d 5,444 - 0,2 m b -2 LG T (129)

Promień gwiazd liniowych są również obliczane według formuł

lg \u003d 8,473-0.20m B -2 LGT (130)

lGN \u003d 0,82C-0,20M V + 0,51 (131)

i lg \u003d 0,72 (B - V) - 0,20 M V + 0,51, (132)

w którym T - temperatura gwiazdy (ściśle mówiąca, skuteczna, ale jeśli nie jest znana, a następnie kolor).

Ponieważ woluminy gwiazd są zawsze wyrażone w objętości słońca, a następnie są proporcjonalne do R3, a zatem średnia gęstość substancji gwiazdowej (średnia gęstość gwiazd)

(133)

gdzie ρ jest szybką gęstością substancji słonecznej.

W ρ \u003d 1 średnia gęstość gwiazdy otrzymuje się w gęstości substancji solarnej; Jeśli trzeba obliczyć ρ w g / cm3, należy przyjmować ρ \u003d 1,41 g / cm3.

Moc promieniowania gwiazdy lub słońca

(134)

a miesięczna utrata masy ciała poprzez promieniowanie jest określona przez formułę Einsteina

(135)

gdzie c \u003d 3 · 10 10 cm / s jest prędkością światła, δμ - wyrażone w gramach na sekundę i ε 0 - W Erghah na sekundę.

Przykład 1.Określ skuteczną temperaturę i promień gwiazd wejść (i tekstów), jeśli jego średnica kątowa wynosi 0 ", 0035, roczny pararlax 0", 123 i blask bolometryczny - 0 m, 54. Wartość gwiazdy bolometrycznej Słońca wynosi -26 m, 84, a stała słoneczna jest blisko 2 KAL / (CM 2 · min).

Dane: VEGA, Δ \u003d 3 ", 5 · 10 -3, π \u003d 0", 123, m b \u003d -0 m, 54;

Słońce, M B \u003d - 26m, 84, E \u003d 2 CAL / (cm2 · min) \u003d 1/30 CAL / (cm2 · s); Stałe σ \u003d 1,354 x 10 -12 CAL / (CM 2 · · · Grainta 4).

Decyzja. Spadek zwykle na jednostkę obszaru promieniowania powierzchni ziemi gwiazdy podobnej do stałej słonecznej jest obliczana według wzoru (111):

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

gdzie e / e \u003d 3,02 · 10 -11,

lub Ε \u003d 3,02 · 10 -11 · 1/30 \u003d 1,007 · 10 -12 CAL / (CM2 · C).

Według (121), skuteczna temperatura gwiazdy

Według wzoru (128) promień

Przykład 2.Znajdź charakterystykę fizyczną Syrius Star (duży PSA) i jego satelita według następujących danych obserwacyjnych: widoczna żółta gwiazda Siriusa jest -1 m, 46, jego główny wskaźnik kolorów wynosi 0 m, 00 i gwiazda satelita, odpowiednio +8 m, 50 i +0 m, 15; Star Pararlax wynosi 0 ", 375; satelita zamienia się wokół Siriusza z okresem 50 lat w orbicie z wartością kątową dużej osi 7", 60 i stosunek odległości obu gwiazd do wspólnego centrum masy wynosi 2,3: 1. Absolutna wielkość gwiazdy w żółtych promieniach, aby wziąć +4 m, 77.

Dane: Syriusz, V1 \u003d - 1 m, 46, (B-V) 1 \u003d 0 m, 00;

satelita, V2 \u003d +8 M, 50, (B - V) 2 \u003d +0 m, 15, p \u003d 50 lat, A "\u003d 7", 60; A 2 / A 1 \u003d 2,3: 1; n \u003d 0 ", 375.

Słońce, M V \u003d +4 m, 77.

Decyzja. Według formuł (116) i (120), absolutna wartość gwiezdna Syriusza

M V1 \u003d V1 + 5 + 5 LPS \u003d -1 M, 46 + 5 + 5 LG 0,375 \u003d +1 M, 41 i jego logarytm jego jasności

gdzie jasność L 1 \u003d 22.

Według wzoru (124), temperatura Syriusza

według wzoru (132)

a następnie promień Siriusa R1 \u003d 1,7 i jego objętość R 1 3 \u003d 1,7 3 \u003d 4,91 (objętość słońca).

Te same wzory są podane dla satelity Sirium: M V2 \u003d +11 M, 37; L 2 \u003d 2,3 · 10 -3; T2 \u003d 9100 °; R2 \u003d 0,022; R 2 3 \u003d 10,6 · 10 -6.

Według wzoru (126), duża część orbity satelitarnej

według (125) suma mas obu gwiazd

i zgodnie z (127) stosunek masy

gdzie ze wspólnym roztworem równań (125) i (127) istnieje masa sirium μ 1 \u003d 2,3 i masa satelity M2 \u003d 1,0

Średnia gęstość gwiazd jest obliczana wzorem (133): Syriusz

i jego towarzysz

Zgodnie z znalezionymi cechami - promień, jasność i gęstość - widać, że Syriusz należy do gwiazd głównej sekwencji, a jego satelita jest biały krasnolud.

Zadanie 284.Oblicz wizualną jasność gwiazd, znaki Visual Shine i roczną pararalax są wskazane w nawiasach: α ORGLE (0M, 89 i 0 ", 198), mały niedźwiedź (2m, 14 i 0", 005) i ε Indian (4m, 73 i 0 ", 285).

Zadanie 285.Znajdź świetlistość fotograficzna gwiazd, dla których wizualny połysk, zwykły wskaźnik kolorów i odległość od słońca są wskazane w nawiasach: β bliźniaki (LM, 21, 1M, 25 i 10,75 PS); η Lew (3M, 58, + 0 m, 00 i 500 PS); Gwiazda Kartteeina (8m, 85, + 1m, 30 i 3,98 PS). Wartość gwiazdy słońca jest wskazana w zadaniu 275.

Zadanie 286.Ile razy wzrokowa jasność gwiazd poprzedniego zadania przekracza ich świetlistość fotograficzna?

Zadanie 287.Wizualny blask Capella (i łatwość) wynosi 0 m, 21, a jego satelita wynosi 10 m, 0. Wskaźniki kolorów tych gwiazd są odpowiednio równe + 0m, 82 i + 1m, 63. Określ liczbę razy świetlistość wizualna i fotograficzna kaplicy jest większa niż odpowiednia jasność swojego satelity.

Zadanie 288.Absolutna gwiazda wizualna Gwiazda β jest duża PSA - 2m, 28. Znajdź wizualną i fotograficzną jasność dwóch gwiazd, z których jeden (z wskaźnikiem kolorów + 0M, 29) wynosi 120 razy absolutnie jaśniejszy, a drugi (z wskaźnikiem koloru + 0M, 90) ma 120 razy absolutnie słabszy niż Gwiazdy β dużego PSA.

Zadanie 289.Jeśli Słońce, Rigel (β O ORION), Toliliman (i Centaurus) i jego satelitę Proxim (najbliżej) były w tej samej odległości od Ziemi, ile otrzymałoby od tych gwiazd w porównaniu z Solarem? Visual Brilliance of Rigel 0m, 34, jego pararlax 0 ", 003, te same wartości Tolimimanu 0m, 12 i 0", 751, a także w proxy 10m, 68 i 0 ", 762. Wartość gwiazdy słońca jest określony w zadaniu 275.

Zadanie 290.Znajdź odległości od słońca i paralaksów trzech gwiazd Big Mesmen dla ich blasku w żółtych promieniach i absolutnej wielkości gwiazdy w niebieskich promieniach:

1) A, V \u003d 1M, 79, (B-V) \u003d + LM, 07 i MB \u003d + 0m, 32;

2) Δ, V \u003d 3M, 31, (β-V) \u003d + 0 M, 08 i MB \u003d + 1m, 97;

3) η, V \u003d 1M, 86, (B-V) \u003d -0m, 19 i MV \u003d - 5m, 32.

Zadanie 291.W jakiej odległości od słońca jest gwiazda głośnika (i dziewicy) i jaka jest jego paralaksa, jeśli jego jasność w żółtych promieniach wynosi 720, główną postacią koloru wynosi -0m, 23, a połysk w Niebieskie promienie 0m, 74?

Zadanie 292.Absolute Blue (w Ray) Wielkość gwiazdy Gwiazda Capella (i chęcią) + 0m, 20, przechodzących gwiazd (i mały PS) + 3m, 09. Ile razy te gwiazdy w niebieskich promieniach są absolutnie jaśniejsze lub słabsze gwiazdy regulatora (i lwa), absolutnego żółtego (w V Ray), którego znajduje się -0m, 69, a głównym wskaźnikiem kolorów -0m, 11?

Zadanie 293.To, jak wygląda słońce z odległości gwiazdy Toliman (i Centaurusa), którego paralaksa jest 0 ", 751?

Zadanie 294.Jaki jest wizualny i fotograficzny połysk słońca z odległości regulatorów (lew), Antaresa (i Skorpion) i Bethelgeuse (i Orion), których paralaksy są odpowiednio 0 ", 039, 0", 019 i 0 ", 005?

Zadanie 295.Ile poprawek bolometrycznych różni się od głównych wskaźników koloru z jasnością bolometryczną gwiazdy większa niż 20, 10 i 2 razy żółtą jasność, która z kolei jest większa niż niebieska jasność gwiazdy, odpowiednio na 5 , 2 i 0.8 razy?

Zadanie 296.Maksymalna energia w spektrum przemówienia (i dziewicy) spada na falę elektromagnetyczną o długości 1450 Å, w widmie kaplic (i łatwości) -N 4830 Å iw spektrum Poluk (β bliźniacy) - n 6580 Å. Określ temperaturę kwiatów tych gwiazd.

Zadanie 297.Stała solarna okresowo waha się od 1,93 do 2,00 Kal / (CM 2 · Min) Ile jest skuteczna temperatura Słońca, której widoczna średnica jest bliska 32 "? Stały Stephen σ \u003d 1,354 10 -12 KAL / (cm 2 · · grad 4).

Zadanie 298.Zgodnie z poprzednim problemem znajdź przybliżoną wartość długości fali odpowiadającej maksymalnej energii w widmie słonecznym.

Zadanie 299.Określ skuteczną temperaturę gwiazd w zmierzonych średnicach kątowych i dotarcia do promieniowania, wskazywany w nawiasach z nich:

α Lew (0 ", 0014 i 3,23 · 10 -11 KAL / (CM 2 · min));

α orzeł (0 ", 0030 i 2.13 · 10-11 KAL / (CM 2 · min);

α Orion (0 ", 046 i 7,70 · 10 -11 CAL / (CM 2 · min)).

Zadanie 300.Widoczna wielkość bolometrycznej gwiazdy α eridan wynosi -1m, 00, a średnica kątowa 0 ", 0019, w gwiazdach α dźwigu podobne parametry + 1 m, 00 i 0", 0010, a gwiazda α Taurus + 0m, 06 oraz 0 ", 0180. Oblicz temperaturę tych gwiazd, przyjęcie widocznej gwiazdy bolometrycznej Słońce równe -26m, 84 i stałą słoneczną w pobliżu 2 KAL / (CM2 min).

Zadanie 301.Określ temperaturę gwiazd, elementem wzrokowym i fotograficznym, który jest wskazany w nawiasach: γ orion (1M, 70 i 1M, 41); ε Hercules (3m, 92 i 3m, 92); α persea (1m, 90 i 2m, 46); β andromeda (2m, 37 i 3m, 94).

Zadanie 302.Oblicz temperaturę gwiazd fotowoltaicznych żółtych i niebieskich wartości gwiazd wskazanych w nawiasach: ε duże PSA (1m, 50 i 1m, 29); β orion (0m, 13 i 0m, 10); Kelka α (-0m, 75 i - 0m, 60); Aquarius (2m, 87 i 3m, 71); α Volopass (-0m, 05 i 1m, 18); α Whale (2m, 53 i 4m, 17).

Zadanie 303.Zgodnie z wynikami dwóch poprzednich zadań znajdź długość fali odpowiadająca maksymalnie energii w widmach tych samych gwiazd.

Zadanie 304.Stars Run (i Lira) Pararlax 0 ", 123 i średnica kątowa 0", 0035, w Altair (Eagle) Podobne parametry 0 ", 198 i 0", 0030, w Riglel (β oryginalny) - 0 " , 003 i 0 ", 0027 i ALDEBARAN (i Taurus) - 0", 048 i 0 ", 0200. Znajdź promienie i woluminy tych gwiazd.

Zadanie 305.Glitter Deneba (łabędzia) w niebieskich promieniach 1M, 34, jego główny wskaźnik kolorów + 0 M, 09 i Pararlax 0 ", 004; te same parametry dla gwiazdek Twins są 4m, 38, + 1m, 40 i 0", 009, a także w gwiazdach γ eridan 4m, 54, + 1m, 60 i 0, 003. Znajdź promienie i objętości tych gwiazd.

Zadanie 306.Porównaj średnicy gwiazdy δ węża i gwiazd Barnard, których temperatura jest taka sama, jeśli pierwsza gwiazda ma widoczną wartość gwiazdy bolometryczną równą 1M, 03 i pararlax 0 ", 029, a drugi te same parametry 8m , 1 i 0 ", 545.

Zadanie 307.Oblicz promieniowanie liniowe gwiazd, temperatury i absolutnej wielkości gwiazdy bolometrycznej, które są znane: w Whale 3200 ° i -6m, 75, w β Lwa 9100 ° i + 1M, 18, aw ε Indian 4000 ° i + 6m, 42 .

Zadanie 308.Co jest równe średnicy gwiazd kątowych i liniowych, widoczna gwiazda bolometryczna, której temperatura i pararalax jest wymieniona w nawiasach: η duży niedźwiedź (-0m, 41, 15500 ° i 0 ", 004), ε duży niedźwiedź (+ LM, 09, 10 000 ° i 0 ", 008) i β Dragon (+ 2m, 36, 5200 ° i 0", 009)?

Zadanie 309.Jeśli dwie gwiazdy są w przybliżeniu w przybliżeniu tej samej temperatury, promienie różnią się 20, 100 i 500 razy, wówczas liczby razy ich jasność bolometryczna różni się?

Zadanie 310.Ile razy promień gwiazdy Aquarius (podklasa widma G2IB) przekracza promień słońca (podklasa widmowa G2V), jeśli jego wizualna wartość gwiazdy wizualnej wynosi 3M, 19, korekta bolometryczna -0m, 42 i pararalax 0 ", 003, temperatura obu błotników jest mniej więcej taka sama, a absolutna wielkość gwiazdy bolometrycznej słońca jest równa + 4m, 73?

Zadanie 311.Oblicz korekcję bolometryczną dla gwiazd podklasu widmowego G2V, do którego słońce należy, jeśli średnica kątowa Słońca 32 ", jego widoczna wartość gwiazdy wizualnej wynosi -26m, 78 i skuteczną temperaturę 5800 °.

Zadanie 312.Aby znaleźć przybliżoną wartość korekcji bolometrycznej dla gwiazd spektralnych podklasu B0IA, do którego należy gwiazda εion, należy, jeśli jego średnica kątowa 0 ", 0007, widoczna wartość Visual Star to 1m, 75 i maksimum energii w spektrum spada na długość fali 1094 Å.

Zadanie 313.Oblicz promień i średnią gęstość gwiazd określonych w problemie 285, jeżeli masa bliźniaków β wynosi około 3,7, masa lwa jest blisko 4,0, a masa Gwiazd Kartteeina 0,5.

Zadanie 314.Wizualny blask gwiazdy polarnej 2m, 14, jego zwykłego koloru Rysunek + 0 M, 57, Pararlax 0 ", 005 i masa jest równa 10. te same parametry dla Star Fomalgaut (i Fish South) 1M, 29, + 0m, 11, 0 ", 144 i 2.5, a gwiazdy Wang Manena 12m, 3, + 0m, 50, 0", 236 i 1.1. Określ jasność, promień i średnią gęstość każdej gwiazdy i wskazują jego pozycję The Herzsheprung - Diagram Ressela.

Zadanie 315.Znajdź sumę masowych elementów podwójnej gwiazdy ε hydry, którego paralaksa 0 ", 010, okres obwodu satelitarnego 15 lat i wymiary kątowe dużej pół-osiowej orbity 0", 21.

Zadanie 316.Znajdź sumę masy składników podwójnej gwiazdy α dużego niedźwiedzia, pararalax, którego 0 ", 031, okres obrotu satelitarnego 44,7 lat oraz wymiary kątowe dużej pół-osi na orbicie 0", 63.

Zadanie 317.Oblicz mas składników podwójnych gwiazd według następujących danych:

Zadanie 318.Dla głównych gwiazd poprzedniego zadania oblicz promień, objętość i gęstość środkowa. Widoczna wartość żółta gwiazda i główny wskaźnik kolorów tych gwiazd: α wynosi 0 M, 08 i + 0 m, 80, α 2m, 00 i + 0 m, 04 i ξ, duży niedźwiedź 3M, 79 i + 0 M, 59.

Zadanie 319.Na słońce i gwiazdy określone w zadaniu 299 znaleźć moc promieniowania i utraty masy na sekundę, dzień i rok. Paralataków tych gwiazd są następujące: α Lew 0 ", 039, α Eagle 0", 198 i α Orion 0 ", 005.

Zadanie 320.Zgodnie z wynikami poprzedniego problemu obliczyć czas trwania obserwowanej intensywności promieniowania słońca i tych samych gwiazd, wierząc, że możliwe jest utratę połowy współczesnej masy, która (w masach słońca) α Lwa wynosi 5,0, w α ORGLE 2,0 i α α ORION 15. Masa do podejmowania równych 2 · 10 33

Zadanie 321.Określ właściwości fizyczne składników podwójnej gwiazdy (i małych PSA) i wskazują swoją pozycję na diagramie Herzshepron-Ressela, jeśli obserwacje są znane: wizualny brokat transmisji wynosi 0 M, 48, jego normalny rysunek koloru + 0m , 40, widoczna gwiazda bolometryczna 0m, 43, średnica kątowa 0 ", 0057 i Pararlax 0", 288; Wizualny blask satelitarna transmisji 10m, 81, jego zwykły wskaźnik kolorów + 0M, 26, okres odwołania wokół głównej gwiazdy - 40,6 lat w orbicie z widoczną dużą osią pół-osi 4 ", 55; stosunek odległości obu Gwiazdy z ich wspólnego centrum masy równej 19: 7.

Zadanie 322.Rozwiąż poprzednie zadanie podwójnej gwiazdy α. W głównej gwiazdy, fotoelektryczna żółta wartość gwiazdy wynosi 0 M, 33, główna figura koloru + 0 m, 63, widoczna wartość gwiezdna bolometryczna 0m, 28; Satelita ma podobne wartości istoty 1M, 70, + 1M, 00 i 1M, 12, okres krążenia 80,1 lat pojawił się na średniej odległości 17 ", 6; pararlax Star 0", 751 i Stosunek odległości komponentów z całkowitego środka masy równej 10: dziewięciu.

Odpowiedzi - fizyczna natura słońca i gwiazd

Wielokrotności i zmienne gwiazdy

Połysk ε wielu gwiazdek jest równy ilości połysku ε i wszystkich jej składników

E \u003d E 1 + E 2 + E 3 + ... \u003d σe ί, (136)

dlatego ich widoczne T i absolutna wielkość gwiazdy μ jest zawsze mniejsza niż odpowiednia wielkość gwiezdna m i i m i dowolnego elementu. Umieszczanie w formule Pigonson (111)

lG (E / E 0) \u003d 0,4 (M 0-M)

E 0 \u003d 1 i M 0 \u003d 0, otrzymujemy:

lG E \u003d - 0,4 m. (137)

Określenie połysku E I z każdego składnika zgodnie z wzorem (137), występują one według wzoru (136) Całkowity połysk ε wielokrotnej gwiazdy i ponownie według wzoru (137) są obliczane M \u003d -2.5 LG E.

Jeśli podano linie elementów

E 1 / E 2 \u003d K,

E 3 / E 1 \u003d n

i tak dalej, połysk wszystkich komponentów wyraża się przez blasku jednego z nich, na przykład, E 2 \u003d E 1 / K, ε 3 \u003d N ε 1 itd, a następnie, według wzoru (136), znajdują się przez E.

Średnia prędkość orbitalna składników skomplikowanej zmiennej gwiazdy można znaleźć w okresowym największym przemieszczeniu Δλ linii (z długością fali λ) z ich środkowej pozycji w jego widmie, ponieważ w tym przypadku możesz wziąć

v \u003d V R \u003d C (Δλ / λ) (138)

gdzie V R jest prędkością promieniową i C \u003d 3 · 10 5 km / s - prędkość światła.

Zgodnie z uznanymi wartościami V składników i okresu zmienności ρ, gwiazdy obliczają dużą pół-osi 1 i 2 ich absolutnych orbitów:

a 1 \u003d (V 1 / 2P) P i A 2 \u003d (V 2 / 2P) P (139)

potem - duża część względnej orbity

a \u003d A 1 + A 2 (140)

i wreszcie, zgodnie z komponentami formuł (125) i (127).

Formuła (138) umożliwia obliczenie szybkości rozbudowy skorup gazowych odrzuconych nowymi i supernowae.

Przykład 1.Oblicz widoczną wielkość gwiazdy wizualnej składników potrójnych, jeśli jego wizualny brokat wynosi 3 m, 70, drugi składnik jest jaśniejszy niż trzeci 2,8 razy, a pierwsza jaśniejsza trzecia wynosi 3 m, 32.

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

Decyzja. Według formuły (137) znajdziemy

lGE \u003d - 0,4 m \u003d - 0,4 · 3 m, 70 \u003d - 1,480 \u003d 2,520

Aby skorzystać z wzoru (136), konieczne jest znalezienie stosunku E 1 / E 3; Oprogramowanie (111),

lG (E 1 / E 3) \u003d 0,4 (M 3-M 1) \u003d 0,4 · 3 m, 32 \u003d 1,328

z E 1 \u003d 21,3 E 3

Według (136),

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

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

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

i E 1 \u003d 21,3 E 3 \u003d 21,3 · 0,001319 \u003d 0,028094 \u003d 0,02809.

Według wzoru (137)

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

m2 \u003d - 2,5 LG E 2 \u003d - 2,5 · LG 0,00369 \u003d - 2,5 · 3,567 \u003d 6 m, 08,

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

Przykład 2.W spektrum zmiennej zaćmienia, którego błyskotliwość zmienia się ponad 3,953 dni, linie w stosunku do ich środkowej pozycji są okresowo przesuwane do przeciwnych stron do wartości 1,9 · 10 -4 i 2,9 · 10 -4 z normalna długość fali. Oblicz mas składników tej gwiazdy.

Dane: (Δλ / λ) 1 \u003d 1,9 · 10 -4; (Δλ / λ) 2 \u003d 2,9 · 10 -4; Ρ \u003d 3 D, 953.

Decyzja. Według wzoru (138), średnia prędkość orbitalna pierwszego składnika

v1 \u003d V R1 \u003d C (Δλ / λ) 1 \u003d 3 · 10 5 · 1,9 · 10 -4; V 1 \u003d 57 km / s,

Szybkość orbitalna drugiego składnika

v2 \u003d V R2 \u003d C (Δλ / λ) 2 \u003d 3 · 10 5 · 2,9 · 10 -4;

v2 \u003d 87 km / s.

W celu obliczenia wartości dużych pół-osi elementów, okres krążenia p, równy okresowi zmienności, ekspresowej w ciągu kilku sekund. Od 1 D \u003d 86400 s, następnie ρ \u003d 3 953 · 86400 C. Następnie, zgodnie z (139), pierwszy komponent ma duży strach przed orbiciem

a 1 \u003d 3,10 · 10 6 km,

i drugi a 2 \u003d (V 2 / 2P) p \u003d (V 2 / V 1) A 1, \u003d (87/57) · 3,10 · 10 6;

a 2 \u003d 4,73 · 10 6 km,

oraz oprogramowanie (140), duża pół-osi względnych orbitów

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

Aby obliczyć sumę masy komponentów o wzorze (125), należy wyrażać w a. mi. (1 lub. e. \u003d 149,6 · 10 6 km) i p - w latach (1 rok \u003d 365 D, 3).

lub M 1 + M2 \u003d 1,22 ~ 1.2.

Stosunek mas, zgodnie z wzorem (127),

a następnie μ 1 ~ 0,7 i M2 ~ 0,5 (w masach słońca).

Zadanie 323.Określ wizualny brokat z podwójnej ryb α, błyszczyk części składowych wynosi 4m, 3 i 5m, 2.

Zadanie 324.Oblicz błyskotliwość czterokrotnej gwiazdy ε Lira w blasku jej składników, równych 5M, 12; 6m, 03; 5m, 11 i 5m, 38.

Zadanie 325.Wizualna blask podwójnej gwiazdy γ Baran 4m, 02, a różnica w wartościach gwiezdnych jego elementów wynosi 0 M 08. Znajdź widoczną wielkość gwiezdnej każdego elementu tej gwiazdy.

Zadanie 326.Jaki jest blask trzyosobowy, jeśli pierwszy składnik jest jaśniejszy niż 3,6 razy, trzeci jest słabszy niż drugi 4,2 razy i świeci 4m, 36?

Zadanie 327.Znajdź widoczną wielkość gwiazdy podwójnej gwiazdy, jeśli jeden ze składników ma 3M, 46 połysk, a drugi na 1 m, 68 jaśniejszy z pierwszego składnika.

Zadanie 328.Oblicz wielkość gwiezdnej składników stołu potrójnej gwiazdy β jednorożca z wizualnym połyskiem 4M, 07, jeśli drugi składnik jest słabszy niż pierwszy 1,64 razy i jaśniejszy niż trzeci do 1m, 57.

Zadanie 329.Znajdź wzrokową jasność komponentów i ogólnej jasności podwójnych gwiazd α Twins, jeśli jego składniki mają wizualne blask 1 m, 99 i 2m, 85, a Pararlax ma 0 ", 072.

Zadanie 330.Oblicz wizualną jasność drugiego składnika Virgin Virgin, jeśli wizualny blask tej gwiazdy znajduje się 2m, 91, blask pierwszego składnika 3M, 62 i Pararalax 0 ", 101.

Zadanie 331.Określ jasność wizualną składników podwójnej gwiazdy Mitsaar (ζ duży niedźwiedź), jeśli jego brokat ma 2m, 17, Pararlax 0 ", 037, a pierwszym komponentem jest jaśniejszy sekundę z 4,37 razy.

Zadanie 332.Znajdź jasność fotograficzna podwójnej gwiazdy η kasjopeii, wizualny blask składników wynosi 3M, 50 i 7m, 19, ich zwykłe wskaźniki kolorów + 0M, 571 i + 0 m, 63, a odległość wynosi 5,49 PS.

Zadanie 333.Oblicz mas składników skomplikowanych gwiazd zmiennych zgodnie z następującymi danymi:

Gwiazda	Padająca prędkość komponentów	Okres alarmowania
β perseus u wąż ww e-cefay	44 Km / s 220 km od 180 km / S i 205 km od 117 km / S i 122 km od 120 KM / s i 200 Km / s	2 D, 867 1 D, 677 2 D, 525 2 D, 493

Zadanie 334.Chociaż ile razy wizualny blask zmiennych gwiazd β Persea i χ Swan zmienia, jeśli pierwsza gwiazda wynosiła od 2 m, 2 do 3 m, 5, a drugi-od 3m, 3 do 14m, 2?

Zadanie 335.Ile razy świetlistość wzrokowa i bolometryczna zmiennej gwiazdy α orion i α zmiennej skorpiona, jeśli pierwsza gwiazda błyskotka wzrokowa waha się od 0 m, 4 do 1 m, 3 i korekcji bolometrycznej odpowiadającej jej od -3m, 1 do -3m , 4 i drugie gwiazdy - brokat od 0 m, 9 do 1 m, 8 i korekta bolometryczna od -2m, 8 do -3m, 0?

Zadanie 336.W jakich granicach i ile razy promieniowanie liniowe o zmiennej gwiazd α α Orion i α zmiany skorpiona, jeśli pierwsza gwiazda paralaksacyjna wynosi 0 ", 005 i promień kątowy waha się od 0", 034 (przy maksimum połysku) 0 ", 047 (w minimalnym blasku), a drugi - Pararlax 0", 019 i promień węgla wynosi 0 ", 028 do 0", 040?

Zadanie 337.Zgodnie z zadaniami 335 i 336 oblicz temperaturę betelgeuse i antares przy maksimum ich blasku, jeśli temperatura pierwszej gwiazdy wynosi 3200K, a druga - 3300k.

Zadanie 338.Ile razy i przy czym dzienne gradient zmienia jasność w żółtych i niebieskich promieni zmiennych o zmiennej cefeyidzie, ζ bliźniaków, η Eagle, τυ Shield i UZ Shield, których informacje o zmienności są następujące:

Zadanie 339.Zgodnie z poprzednim zadaniem, aby znaleźć amplitudy zmiany połysku (w żółtej i niebieskiej promieniach) oraz główne wskaźniki koloru gwiazd, konstruować wykresy zależności amplitudowych z okresu zmienności i sformułować wniosek o wykryte wzorce przez grafikę.

Zadanie 340.W minimśle błyskotliwość, wizualna gwiazda gwiazdy Δ Cefhea 4m, 3, a Trójkąt gwiazd 12 M, 6. Jaki jest błyskotliwość tych gwiazd na maksymalnie świetlistości, jeśli wzrasta odpowiednio w 2,1 i 760 razy?

Zadanie 341.Brilliance of New Eagle of 1918 zmienił się w 2,5 dnia od 10 m od 5 do 1m, 1. Ile razy wzrosło i jak średnia zmieniła się na pół obcasy?

Zadanie 342.Brilliance nowego łabędzie, odkryte 29 sierpnia 1975 r., Było blisko błysku, a maksymalna wzrosła do 1M, 9. Jeśli zakładamy, że średnio absolutna wielkość gwiazdy nowych gwiazd w maksimum połysku wynosi około -8m, którą jasność miała tę gwiazdę do wybuchu i maksimum połysku i co z odległością od słońca znajduje się?

Zadanie 343.Emisy Linie wodorowe H5 (4861 A) i H1 (4340 A) w widmie nowego Orzeł z 1918 r. Przeniesiono do fioletowego końca, odpowiednio 39,8 Å i 35,6 Å, oraz w widmie nowego łabędzia w 1975 r. - Do 40, 5 Å i 36,2 Å. Jak szybko był skorupy gazowe odrzucone przez te gwiazdy rozszerzone?

Zadanie 344.Wymiary kątowe galaktyki M81 w konstelacji dużego niedźwiedzia są równe 35 "X14", a galaktyki M51 w konstelacji wyścigów Pos-14 "X10", największy blask supernovae, wybuchł na różnych Czasy w tych galaktykach były równe 12m, 5 i 15m, 1, stosując bezwzględną wielkość gwiazdy Supernowea na maksymalnym błyszczącym blisko -15m, 0, obliczają odległości do tych galaktyk i ich liniowych wymiarów.

Odpowiedzi - Wiele i zmienne gwiazdy

Opis prezentacji na pojedynczych slajdach:

1 slajd.

Opis slajdów:

Biały krasnolud, najgorętszy z słynnych i mgławicy planetarnej NGC 2440, 07.05.2006 fizyczna natura gwiazd

2 slajd.

Opis slajdów:

Spektrum λ \u003d 380 ∻ 470 nm - fioletowy, niebieski; λ \u003d 470 ∻ 500 nm - niebiesko-zielony; λ \u003d 500 ∻ 560 nm - zielony; λ \u003d 560 ∻ 590 Nm - żółto-pomarańczowy λ \u003d 590 ∻ 760 Nm-czerwony. Dystrybucja kolorów w widmie \u003d K o Z Z R z F Pamiętaj, na przykład: jak kiedyś Jacques Runor miejski złamał latarnię. W 1859 G.Krhghof (1824-1887, Niemcy) i R.v. Bunsen (1811-1899, Niemcy) Otwarta analiza widmowa: Gazi pochłania te same długości fal, które promieniują w stanie podgrzewanym. W gwiazdach na tle stałych widmów obserwuje się, ciemne (pojazdy Fraunaut) - są to widma absorpcyjne. W 1665 r. Isaac Newton (1643-1727) otrzymał widma promieniowania słonecznego i wyjaśnił ich naturze, pokazując, że kolor jest własną własnością światła. W 1814 r. Josef von Fraungofer (1787-1826, Niemcy) odkrył, a oznaczony i 754 linie opisane szczegółowo w słonecznym widmie (nazwanym na celu), tworząc spektroskop do obserwowania spektroskopów w 1814 roku. Spektroskop Kirchhoff-Bunsen

3 Slajd.

Opis slajdów:

Widma widm gwiazd gwiazd są ich paszport z opisem wszystkich wzorów gwiezdnych. Według widma gwiazdy można znaleźć jego jasność, odległość do gwiazdy, temperatury, badanie widm gwiazdowych jest podstawą nowoczesnej astrofizyki. Spektrogram rozproszonej akumulacji "giady". William Hegins (1824-1910, Anglia) Astronomer, pierwsze stosowanie spektrografu, rozpoczął gwiazdy spektroskopii. W 1863 r. Wykazało, że widma słońca i gwiazdy mają dużo ogólnego i że ich obserwowane promieniowanie jest emitowane przez gorącą substancję i przechodzi przez przebywające warstwy gruboziarnistych gazów pochłaniających. Łączne widmo promieniowania gwiazdowego. Z góry "naturalny" (widoczny w spektroskopie), od dołu - zależność intensywności na długości fali. Rozmiar, skład chemiczny jego atmosfery, prędkość obrotu wokół osi, funkcje ruchu wokół wspólnego środka ciężkości.

4 Slide.

Opis slajdów:

Skład chemiczny Kompozycja chemiczna jest określona przez widmo (intensywność linii dachu fraun), w zależności od temperatury, ciśnienia i gęstości fotosphere, obecność pola magnetycznego. Gwiazdy składają się z tych samych elementów chemicznych znanych na Ziemi, ale głównie z wodoru i helu (95-98% masy) i innych zjonizowanych atomów, aw zimnych gwiazdach w atmosferze znajdują się neutralne atomy, a nawet cząsteczki. Ponieważ temperatura zwiększa kompozycję cząstek zdolnych do istnieje w atmosferze gwiazd. Analiza widmowa gwiazd klas O, B, A (T od 50 000 do 10 0000) pokazuje w ich atmosferze linii jonów jonizennych, helowych i metali, w klasie K (500 ° C) są już wykryte rodniki i W klasie M (38000C) - tlenki cząsteczek. Skład chemiczny gwiazdy odzwierciedla wpływ czynników: charakter medium międzygwiezdnym i te reakcje jądrowe, które rozwijają się w gwiazdę w okresie życia. Początkowy skład gwiazdy znajduje się w pobliżu składu międzygwiezdnego materii, z której powstała gwiazda. Pozostałości Supernova NGC 6995 jest gorącym świecącym gazem utworzonym po wybuchu gwiazdy 20-30 tysięcy lat temu. Takie eksplozje aktywnie wzbogacone przez kosmiczne ciężkie elementy, których następnie utworzyły planety i gwiazdy następnej generacji

5 slajd.

Opis slajdów:

Kolor gwiazd w latach 1903-1907. Einar Herzshprung (1873-1967, Dania) Pierwszy określa kolory setek jasnych gwiazd. Gwiazdy mają różne kolory. ArctiCu ma żółtopranowy odcień, biało-niebieski beelel, antares jasnoczerwony. Dominujący kolor w widmie gwiazdy zależy od temperatury jego powierzchni. Skorupa gazowa gwiazdy zachowuje się prawie jako idealny emiter (absolutnie czarny korpus) i w pełni obeys klasycznych przepisów promieniowania M. deski (1835-1947) i V.Vina (1864-1928), wiążącą temperaturę ciała i charakter jego promieniowanie. Prawo Planety opisuje rozkład energii w widmie ciała i wskazuje, że wraz ze wzrostem temperatury całkowity wzrost strumienia strumienia wzrasta, a maksymalna w widmie jest przesuwa się w kierunku krótkich fal. Podczas obserwacji gwiaździstego nieba widzieli, że kolor (własność światła powoduje pewne uczucie wizualne) gwiazd. Kolor i zakres gwiazd wiąże się z ich temperaturą. Światło różnych długości fal podnieca różne doznania kolorów. Oko jest wrażliwe na nośnik długości fali maksymalnej energii λmamy \u003d b / t (prawo wina, 1896). Podobnie jak cenne kamienie gwiazd rozproszonego klastra NGC 290 przepełnionych z różnymi kolorami. Zdjęcie je. Hubble, kwiecień 2006

6 slajd.

Opis slajdów:

Temperatura temperatura jest bezpośrednio związana z kolorem i widma. Pierwszy pomiar temperatury gwiazd został wyprodukowany w 1909 r. Przez niemiecki astronomowy Sheiner Julius (1858-1913), po wydaniu absolutnej fotometrii 109 gwiazdek. Temperatura jest określona przez widma stosując prawo λmax.t \u003d b, gdzie b \u003d 0,289782.107å.k jest stałe wino. Bethelgei (obraz teleskopu o nazwie Hable). W takich zimnych gwiazdach z T \u003d 3000K, przeważa promieniowanie w Czerwonym Regionie Spectrum. W widmach takich gwiazd istnieje wiele linii metali i cząsteczek. Większość gwiazd ma temperatury 2500 tys<Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.

7 Slajd.

Opis slajdów:

Klasyfikacja widmowa w 1866 r., Angelo Ski (1818-1878, Włochy) Dał pierwsze widmowe klasyczne gwiazdy w kolorze: biały, żółtawy, czerwony. Harvard Spectral Klasyfikacja została po raz pierwszy zaprezentowana w katalogu Gwiazda Henry'ego Draper (1837-1882, USA), przygotowany pod kierownictwem E. Picering (1846-1919) do 1884 roku. Wszystkie widma umieszczono na intensywności linii (później w sekwencji temperatury) i zaznaczono w kolejności alfabetycznej od gorących do zimnych gwiazd: Obafgk M. do 1924 r. Anna Cannon został ostatecznie ustanowiony (186-1941, USA) i opublikowany katalog 9 woluminów w 225330 Star-Directory HD.

8 Slide.

Opis slajdów:

Nowoczesna klasyfikacja widmowa Najbardziej dokładna klasyfikacja widmowa reprezentuje system MK stworzony przez W. Murgan i F. Kinana w Obserwatorium Eerk w 1943 r., W przypadku gdy widma są rozmieszczone zarówno w temperaturze, jak i świetlistości gwiazd. Klasy jasności oznaczone jako cyframi rzymskie zostały dodatkowo wprowadzone: IA, IB, II, III, IV, V i VI, odpowiednio wskazujące wielkość gwiazd. Dodatkowe klasy R, N i S są wskazane przez widma podobne do K i M, ale z inną kompozycją chemiczną. Pomiędzy każdą dwiema klasami podklasami wprowadzono oznaczone liczbami od 0 do 9. Na przykład spektrum typu A5 znajduje się w środku między A0 a F0. Dodatkowe litery czasami odnotowały funkcje gwiazd: "D" - Dwarf, "D" - White Dwarf, "P" - widmo w dziale (nietypowe). Nasze słońce odnosi się do klasy widmowej G2 V

9 slajd.

Opis slajdów:

10 slajd.

Opis slajdów:

Jasność gwiazd w 1856 r. Norman Pogson (1829-1891, Anglia) ustanawia formułę na listynoznawstwie przez absolutną m. Ilości gwiazd (tj. Z odległości 10 sztuk). L1 / L2 \u003d 2,512 M2-M1. Rozproszona akumulacja "Pleiads" zawiera wiele gorących i jasnych gwiazd, które powstały jednocześnie z chmury gazowo-pepped. Niebieska mgła, towarzysząca "Pleiads", - rozproszony kurz, odzwierciedlając światło gwiazd. Niektóre gwiazdy świecą jaśniej, inni są słabsze. Jaźnie promieniowania gwiazdowego jest całkowita energia emitowana przez gwiazdę w 1 sekundę. [J / C \u003d W] Gwiazdy Emit Energy W całym zakresie długości fali L \u003d 3,846.1026 W / z porównaniem gwiazdy ze słońcem, otrzymujemy L / L \u003d 2,512 m M, lub LGL \u003d 0,4 (M - M) Gwiazdy oświetleniowe: 1.3.10-5L

11 slajd.

Opis slajdów:

Rozmiar gwiazdek określać: 1) Bezpośredni pomiar średnicy kątowej gwiazdy (dla jasnych ≥2,5 m, zamknij gwiazdy,\u003e 50 jest mierzone) za pomocą interferometru Michelsona. Po raz pierwszy, 3 grudnia 1920 r. Średnica narożna gwiazdy Bethelgeuse (α Orion) \u003d A. Maykelson (1852-1931, USA) i F. Piz (1881-1938, USA). 2) Przez jasność gwiazdy L \u003d 4πR2σt4 w porównaniu ze Słońcem. Gwiazdy nad najrzadszym wyjątkiem są obserwowane jako źródła światła punktowego. Nawet w największych teleskopach nie widzi ich dysków. Według jego wielkości, gwiazdy są podzielone od 1953 do: Supergiant (I) Jasne Giants (II) Giants (III) Subgigans (IV) Krasnoludy z głównej sekwencji (V) Subcarliki (VI) White Dwarfs (VII) Nazwy Dwarfa, Giants i Supergiant wprowadzili Henry Resess w 1913 r. I otworzyły je w 1905 Einar Herzsheprung, wprowadzając nazwę "White Dwarf". Rozmiary gwiazd 10 km

12 slajd.

Opis slajdów:

Msza masy gwiazd jest jedną z najważniejszych cech gwiazd wskazujących na jego ewolucję - określenie życia gwiazdy. Metody określania: 1. Masowo zależność Luminowatość L≈M3.9 2. Trzewa wyrafinowana Prawa CAPLER w systemach podwójnych fizycznie Teoretycznie Mass Gwiazdy 0,005m

13 slajd.

Opis slajdów:

Pobliskie gwiazdy gwiazdy, których nie można zobaczyć gołym okiem, są oznaczone widmem szarego oznaczenia. Class Star Leandable Temp, K Radius Mass Paral. Star Star System Widok. ABS. Sun G2V -26,58 4.84 1 5780 1,0 1 α CENTAVER Proxim 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" Centaur B K0V 1.33 5.71 0,453 5260 0,865 1 095 gwiazdek Barnard (ß Snakesz) M4.0ve 9,54 13,22 0,0 0549 3200 0,161 0,166 0.547 "Wolf 359 (CN Lew) M6.0V 13,53 16.55 0.000019 46 1.47 23.55 10400 1.7-1.9 2,14 0.380 "SIRIUS B DA2 8,68 11.34 0,00207 8000 0,92 1.03 LUYTEN 726-8 UV WHALE M5.5E 13, 02 15.40 0,000042 2800 0,14 0,102 0.374" BL Whale M6.0E 12.52 15,85 0,000068 2800 0,14 0,109 Ross 154 (V1216 Shop) 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 Eridan K2V 3,73 6, 19 0,305 5100 0,84 0,850 0,310 "LAKAIL 9352 (CD-36 ° 15693) M1.5VE 9.75 0,52 0.529 0,304" Ross 128 (fi przez) M4.0vn 13,51 0.00054 0,16 0,156 0,299 "

Opis slajdów:

CHARAKTERYSTYKA Porównawcza Gwiazd Rozmiar Gwiazd Mass M¤ Wymiary R¤ Gęstość g / cm3 Luminatybiliwialność L¤ Lifetime, lata% całkowitej liczby gwiazd najzdolniejszych supergangances do 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\u003e 1000 107 0,01 normalnych olbrzymów do 50\u003e 10 0,0001\u003e 100 107-108 0,1 - 1 Subgances do 10 do 10 0,001 do 100 108-109 normalnych gwiazd 0,005-5 0,1-5 0,1-10 0 0001 -10 109-1011 do 90 - biały do \u200b\u200b5 3-5 0,1 10 109 - żółty 1 1,5 1 1010 - czerwony 0,005 0,1 10 0,0001 1011-1013 Białe krasnoludki 0,01-1,5 do 0,007 103 0,0001 do 1017 do 10 Neutron gwiazdy 1,5-3 (do 10) 8-15 km (do 50 km) 1013-1014 0,000001 do 1019 0,01- 0,001.