Yıldızların fiziksel doğası konusundaki mesaj. Özet: evrim ve galaksinin yapısı

İnsanlar çıplak gözle ilgili görebilirler

6 bin yıldız.

Yıldızlar farklı:

Bina

Çoğu

Sıcaklık (renk)

Yaş

Boyut

Lambalar

Kitlesel yıldızlar

Yıldızların, yalnızca bir çift yıldızın bir bileşeni olduğunda güvenilir bir şekilde belirlemek mümkündür. Bu durumda, kütle genelleştirilmiş bir KEPLER kanunları kullanılarak hesaplanabilir. Ancak aynı zamanda, hatanın tahmini% 20'den% 60 arasında değişmektedir ve büyük ölçüde yıldızın mesafesini belirleme hatasına bağlıdır. Diğer tüm durumlarda, örneğin kütlenin bağımlılığından dolaylı olarak kütlenin belirlenmesi gerekir - parlaklık

Renk ve sıcaklıklar

Yıldızların farklı renklere sahip olduğunu görmek kolaydır - bir beyaz, diğer sarı, üçüncü kırmızı, vb. Beyaz renk, örneğin Sirius ve Vega, Sarı - Şapel, Kırmızı - Bethelgeuse ve Antares'a sahiptir. Çeşitli renklerin yıldızları farklı spektrumlara ve farklı sıcaklıklara sahiptir. İltihaplı bir demir parçası gibi, beyaz yıldızlar daha sıcak ve kırmızı - daha az.

Arctur.

Riggel

Antares

Yıldızların parlaklığı

Yıldızlar, Güneş gibi, tüm dalga boylamları, elektromanyetik salınımların tüm dalga boylarında enerji yayar. Parlaklığın (L), yıldız radyasyonunun genel gücünü karakterize ettiğini ve en önemli özelliklerinden birini temsil ettiğini biliyorsunuzdur. Parlaklık, yıldızın (veya RADIUS R) 'nın (veya RADIUS R) ve Photousic (t), yani dördüncü derece etkili sıcaklıkları ile orantılıdır.

L \u003d 4. π R 2. hakkında T 4.

Isaac Newton (1643-1727) 1665'te Işığı spektrumun içine inmiş ve doğasını açıkladı. William Vollaston 1802'de Güneşli spektrumda ve 1814'te karanlık çizgileri izledi. Bağımsız olarak keşfedildi ve ayrıntılı olarak tanımladılar Josef von fraungofer (1787-1826). 754 hat güneşli bir spektrumda izole edilmiştir.

Spektrumdaki renklerin dağılımı \u003d O B A F G M = Örneğin, metinde şunları hatırlayabilirsiniz:

Bir traş İngiliz tarihleri \u200b\u200bhavuç gibi çiğneme.

380 ila 470 nm arasında mor ve mavi renktedir.
470 ila 500 nm - mavi-yeşil.
500 ila 560 nm - yeşil.
560 ila 590 nm - sarı-turuncu.
590 ila 760 nm - kırmızı.

SUCHGIANGS
Giants
Cüce

– bu yıldızlar B. yüzlerce bir kez daha güneşimizden daha fazlası.

Bethelgei Star (Orion) 400 kez güneş yarıçapını aşıyor.

Takımyıldızı Orion'da bulunur,

400 kez güneş yarıçapını aşıyor.

– on kat daha fazla güneş

Regul (Aslan), Aldebaran (TAURUS) - Güneşten 36 kat daha fazla.

– bunlar bizim güneşimizin veya daha az olduğu gibi yıldızdır.

Beyaz cüce Leyten.
Yıldız Kurt 457.

Yıldız değişkenleri parlamalarını değiştirir.
Ayrıca, yatırım cazibesi ile ilgili iki kişilik iki tane daha var.

Bu yıldız, büyük köpeklerin takımyıldızında
Sirius, Kuzey bölgeleri hariç, dünyanın herhangi bir bölgesinden gözlenebilir.
Sirius tarafından kaldırıldı 8,6 güneş sisteminden ışık yılları ve en yakın yıldızlardan biri bize yakın.

Güneşin fiziksel doğası.

Güneş, planet sistemimizin merkezi gövdesi ve bize en yakın yıldızdır.

Güneşin dünyadan ortalama mesafesi 149.6 * 10 6'dır. km, Çapı 109 kat daha karasaldır ve toprak hacminden 1300.000 kat daha fazla. Güneş kütlesi 1,98 * 10 33 olduğundan g. (Dünya'nın 333000 kitlesi), daha sonra hacmine uygun olarak, güneş maddenin ortalama yoğunluğunun 1.41'e eşit olduğunu görüyoruz. g / cm 3 (0.26 orta yoğunluk). Yarıçapın ve güneşin kütlesinin bilinen değerlerine göre, yüzeyinde yerçekiminin hızlanmasının 274'e ulaştığını belirlemek mümkündür. m / s 2, veya yerçekiminin yerçekiminin hızlanmasından 28 kat daha fazla.

Güneş, eksenin etrafında, ekliptikin Kuzey Kutbu'ndan gözlendiğinde, yani tüm gezegenlerin etrafında göründüğü aynı yönde gözlendiğinde saat yönünün tersine döner. Güneşin sürüşüne bakarsanız, o zaman rotasyonu diskin doğu kenarından Batı'ya yapılır. Güneşin dönme ekseni, ekliptikin düzlemine 83 ° açıyla eğimlidir. Ancak güneş, sağlam bir vücut olarak değil. Ekvator bölgesinin dönme süresi 25'tir sut, 60 ° heliographic (güneş ekranıdan sayılır) enlem 30'dur. sut, ve direkler 35'e ulaşıyor sut.

Teleskoptaki güneşi gözlemlerken, güneşin en derin ve sıcak kısımlarından gelen ışınlar diskin merkezinden geçerken, diskin kenarlarına parlaklığını zayıflatmak için belirgindir.

Güneş maddesinin maddenin saydamlığında yatan ve gözle görülür radyasyona yayılan katman, fotoğraf makinesi denir. Photosphere eşit değil, ancak grenli yapıyı keşfeder. Photoosphere'yi kaplayan ışık taneleri granüller denir. Granüller - Kararsız eğitim, varlıklarının süresi - yaklaşık 2-3 dk Ve boyutlar 700 ila 1400 arasında değişmektedir. km . Fotoozfer yüzeyinde, kara lekeleri ve meşale denilen ışık alanları ayırt edilir. Lekeler ve torçları izlemek, güneşin dönüşünün niteliğini belirlemeyi ve dönemini belirlemeyi mümkün kıldı.

Fotoğrafın yüzeyinin üzerinde bir güneş ortamıdır. Alt katmanının yaklaşık 600 kalınlığında km. Bu katmanın maddesi, yan böyle yayılabilecek uzunlukları, yan böyle olan uzunlukları seçici olarak emer. Yeniden bırakıldığında, enerji saçılma, güneş spektrumundaki ana karanlık Phraungoferon hatlarının görünüşünün hemen nedenidir.

Güneş atmosferinin aşağıdaki tabakası - kromosfer parlak kırmızı bir renge sahiptir ve ayın karanlık diskini kapsayan bir kızıl halkası şeklinde tam güneş tutulması ile gözlenir. Kromosferin üst sınırı sürekli endişeleniyor ve bu nedenle 15.000 ila 20.000 arasında salınımın kalınlığıdır. km.

Printuberans, chromosphere - tam güneş tutulması sırasında çıplak gözle görülebilen sıcak gazların çeşmelerinden atılır. 250-500 hızında km / s Güneşin yüzeyinden ortalama 200000'e eşit mesafeden yükselirler km, A. Bazıları 1500.000 yüksekliğe ulaşıyor km.

Kromosfer üzerinde, güneşin çevreleyen gümüş-inci halo şeklinde tam güneş tutulmasıyla görünür bir güneş krodisidir.

Güneş kralı iç ve dışa ayrılmıştır. İç taç, yaklaşık 500.000 yüksekliğe kadar uzanır km ve rarefied bir plazma - iyonların karışımları ve serbest elektronlardan oluşur. İç tacın rengi güneşe benzerdir ve radyasyon, photosferinin ışığıdır, ücretsiz elektron. İç tacın spektrumu, karanlık emilim hatlarını gözlemlememesi gerçeğiyle güneş spektrumundan farklıdır, ancak en parlak olanı, art arda iyonize edilmiş demire ait olan radyasyon hattının sürekli bir spektrumunun geçmişine karşı gözlenir. Nikel ve diğer bazı unsurlar. Plazma son derece çözüldüğü için, serbest elektronların (ve buna göre kinetik enerjilerinin) hareket hızı o kadar büyüktür ki, iç taç sıcaklığının yaklaşık 1 milyon derece olduğu tahmin edilmektedir.

Dış taç, 2 milyondan fazla bir yüksekliğe uzanır. km. Güneş ışığını yansıtan ve açık sarı bir gölge verecek en küçük katı parçacıklardan oluşur.

Son yıllarda, güneş kronunun önceden beklenenden çok daha fazla uzandığı tespit edildi. Güneş taçının en uzak kısımları - Superbroke - Dünya'nın yörüngesinin sınırlarının ötesine uzanır. Sunsser güneşten çıkarıldığında, süper kesinliğin sıcaklığı yavaş yavaş azalır ve dünyanın mesafesinde yaklaşık 200.000 °

Süper kemer, "dondurulmuş", yüksek hızlardan hareket eden ve dünyanın atmosferinin üst katmanlarına ulaşan, iyonize ve ısıtan, iklim işlemlerini etkileyen, güneşin manyetik alanına "dondurulmuş", ayrı seyir elektronik bulutlarından oluşur.

Ecliptik düzlemindeki interplanetary boşluk, zodyak ışığının fenomenini üreten ince toz içerir. Bu fenomen, Batı'daki gün batımından sonra veya doğudaki gündoğumdan önceki sonbaharda ilkbaharda, bir koni şeklinde ufuktan çıkıntı yapan zayıf bir parlaklık var.

Güneş spektrumu bir absorpsiyon spektrumudur. Sürekli parlak bir spektrumun arka planına karşı, çok sayıda karanlık (Fraun-Roof) çizgisi bulunur. Aynı gaz tarafından oluşturulan soğuk bir ortamdan sıcak gaz ile yayılan ışık ışınının geçişi sırasında ortaya çıkarlar. Aynı zamanda, parlak gaz radyasyonu hattının lekesinde emiliminin karanlık bir çizgi gözlemlenir.

Her kimyasal elemanın içinde var olan bir dize aralığına sahiptir, böylece spektrumun türüne göre, parlayan gövdenin kimyasal bileşimi belirlenebilir. Yayılan ışık maddesi kimyasal bir bileşik ise, moleküllerin bantları ve bunların bağlantıları spektrumunda görülebilir. Tüm spektrum hatlarının dalga boylarının belirlenmesi, yayılan maddeyi oluşturan kimyasal elementler monte edilebilir. Tek tek elemanların spektral çizgilerinin yoğunluğu, kendilerine ait atom sayısı ile değerlendirilir. Bu nedenle, spektral analiz, sadece yüksek kalitede değil, aynı zamanda cennetin aydınlatmalarının nicel bileşimini (daha kesin, atmosferler) ve astrofizik çalışmaların en önemli yöntemidir.

Güneşte yaklaşık 70 tanınmış kimyasal element bulunur. Ancak çoğunlukla güneş iki elementten oluşur:

hidrojen (ağırlıkça yaklaşık% 70) ve helyum (yaklaşık% 30). Diğer kimyasal elementlerden (sadece% 3), azot, karbon, oksijen, demir, magnezyum, silikon, kalsiyum ve sodyum en büyük dağılıma sahiptir. Klor ve brom gibi bazı kimyasal elementler, güneşte henüz tespit edilmedi. Güneş noktalarının spektrumunda, kimyasal bileşiklerin emme bantları da bulunur: mavi (CN), titanyum oksit, hidroksil (OH), hidrokarbon (CH) vb.

Güneş, görkemli bir enerji kaynağıdır, sürekli saçılır ve her yöne ısıtılır. Yaklaşık 1: 20000.000.000, Güneş tarafından yayılan tüm enerji geldi. Dünya tarafından güneşten elde edilen enerji miktarı, güneş sabitinin değeri ile belirlenir. Güneş sabiti, dakikada elde edilen enerji miktarını denir 1 cm 2. Dünya'nın atmosferinin sınırında bulunan yüzey güneş ışığına dik. Termal enerji önlemlerinde, güneş sabiti 2'dir. cal / cm 2 * min, Ve mekanik birimler sisteminde, 1.4-10 6 sayısına göre ifade edilir. eRG / S cm2.

Fotoğraf makinesinin sıcaklığı 6000 ° C'ye yakındır. Enerjiyi neredeyse kesinlikle siyah bir gövde olarak yayar, bu nedenle güneş yüzeyinin etkili sıcaklığı Stephen-Boltzmann Hukuku kullanılarak belirlenebilir:

nerede E - Erghah'taki enerji miktarı 1'de yayıldı. sec. 1 cm 2. güneş yüzeyi; S \u003d 5.73 10 -5 eRG / sn * Hail ^4 cm 2 - Sabit, deneyimden kurulan ve T - Kelvin derecelerinde mutlak sıcaklık.

1'de yarıçap tarafından tarif edilen topun yüzeyinden geçen enerji miktarı fakat. e. (150 10" santimetre), eşit derecede e. =4*10 33 erg / s * cm 2. Bu enerji, güneşin tüm yüzeyi tarafından yayılır, bu nedenle değerini güneş yüzeyindeki alanına ayırırken, değeri belirleyebilirsiniz. E. ve güneş yüzeyinin sıcaklığını hesaplar. E \u003d 5800 ° C'dir.

Güneş yüzeyinin yüzey sıcaklığını belirlemek için başka yöntemler de vardır, ancak güneşin tamamen siyah bir gövdeye benzemedikleri gibi, kullanımı sonuçlarından farklıdır.

Güneşin iç kısımlarının sıcaklığını doğrudan tanımlamak imkansızdır, ancak merkezine yaklaştığında, hızlı bir şekilde artması gerekir. Güneşin ortasındaki sıcaklık, teorik olarak denge durumundan ve Parish'in eşitliği ve güneş hacminin her noktasında enerji tüketiminden hesaplanır. Modern verilere göre, 13 milyon dereceye ulaşıyor.

Güneşte meydana gelen sıcaklık koşullarında, tüm maddesi gaz halindeykendir. Güneş termal dengede olduğundan, her bir noktada, merkeze yönelik, merkeze yönelik olan, merkeze yönelik yerçekimin gücüne ve merkezden yönetilen gaz ve hafif basınç kuvvetleri için telafi edilmelidir.

Güneşin derinliklerinde yüksek sıcaklık ve büyük basınç, maddenin atomlarının çoklu iyonlaşmasını belirler ve önemli yoğunluğu muhtemelen 100'ü aşıyor g / cm 3, Bu şartlar altında, güneşin maddesi gazın özelliklerini korur. Çok sayıda veri, birçok milyon yıldır güneşin radyasyonunun neden olduğu yüksek enerji tüketimine rağmen güneşin sıcaklığının değişmediği sonucuna varmaktadır.

Ana güneş enerjisinin ana kaynağı nükleer reaksiyondur. Proton proton adı verilen en muhtemel nükleer reaksiyonlardan biri, helyum çekirdeğindeki dört hidrojen çekirdeğini (proton) dönüştürmektir. Nükleer dönüşümlerle, güneş yüzeyine nüfuz eden ve dünya alanına yayılan büyük miktarda enerji serbest bırakılır.

Radyasyon enerjisi tanınmış Einstein formülüne göre hesaplanabilir: E. = tc 2, Nerede E - enerji; t - Kütle ve C, boşluktaki ışığın hızıdır. Hidrojen çekirdeğinin kütlesi 1.008 (atomik kütle birimleri), bu nedenle 4 proton kütlesi 4 1,008 \u003d 4,032 fakat. yemek. Kütle oluşturulmuş çekirdek helyum 4.004 fakat. yemek. 0.028 değerinde hidrojen ağırlığını azaltmak fakat. yemek. (Bu 5 * 10 -26 g'dir), enerjinin salınmasına eşittir:

Güneşin radyasyonunun toplam gücü 5 * 10 23 litredir. dan. Radyasyon nedeniyle, güneş 4 milyon kaybeder. t. Saniye başına maddeler.

Güneş aynı zamanda bir radyasyon radyasyonu kaynağıdır. Sun radyo emisyonunun toplam gücü, dalga içinde 8'den itibaren aralıklıdır. mm. 15'e yükselmek m. Yakınlarda. "Sakin" güneşin bu tür radyo emisyonu kromosferden ve taçtan gelir ve termal radyasyondur. Güneş çok sayıda nokta, meşale ve protuberansda göründüğünde, radyo emisyonunun gücü binlerce kez arttırır. Özellikle güneşin "öfkesinin" boşluğunun boş patlamaları, kromosferindeki güçlü salgınlar dönemlerinde meydana gelir.

Spektral sınıflandırma ve yıldızların fiziksel doğası

Modern astronomi olan yıldızların fiziksel doğası hakkında çeşitli ve önemli bilgiler, yayılan ışık çalışmasının sonuçları ile elde edilmiştir. Işığın doğası çalışması fotometri ve spektral analiz yöntemleriyle gerçekleştirilir.

XIX yüzyılın ortasında, Fransız filozof-idealist Auguste Contası, cennetteki armatürün kimyasal bileşiminin sonsuza dek bilim için bilinmeyeceğini savundu. Ancak, yakında dünyada bilinen kimyasal elemanlar, güneş ve yıldızlarda spektral analiz yöntemleriyle açıldı.

Günümüzde, spektrumların incelenmesi sadece yıldızların kimyasal bileşimini belirlemeye, aynı zamanda sıcaklıklarını, parlaklıklarını, çaplarını, kütlelerini, yoğunluğunu, rotasyon hızlarını ve translasyonel hareketlerini ölçmelerinin yanı sıra, uzak yıldızların, trigonometrik olan mesafeleri belirlemesine izin verdi. Ölçümler için erişilemez olan paralakslar.

Yıldızların fiziksel doğası çok farklıdır ve bu nedenle spektrumları çok çeşitli tarafından ayırt edilir. Sun gibi yıldızlar, karanlık emilim hatları ile geçti sürekli spektrumlara sahiptir ve bu, her yıldızın sürekli bir spektrum veren ve daha soğuk bir atmosfer ile çevrili bir sıcak gaz gövdesi olduğunu kanıtlar.

Yıldız spektrumları çizgileri, evrenin maddi birliğinin kanıtı olarak hizmet veren yeryüzünde bilinen kimyasal elementlerin çizgileri ile tanımlanır. Tüm yıldızlar, esas olarak hidrojen ve helyumdan aynı kimyasal elementlerden oluşur.

Yıldız spektrumundaki büyük bir farkın nedeni, yıldızların kimyasal bileşimindeki farklılıktan bu kadar fazla değil, yıldız atmosferinin maddenin maddeninin özü, esas olarak sıcaklıkları belirledi. 200.000'den fazla yıldızın çalışmasının sonuçlarına dayanan Harvard Gözlemevi'nde (ABD) oluşturulan yıldız spektrumlarının modern sınıflandırılması, absorpsiyon çizgilerinin ait olduğunu bilinen kimyasal elementlere ve akrabalarının değerlendirilmesine dayanmaktadır. yoğunluğu.

Yıldız spektrumunun tüm çeşitliliği ile, sürekli bir seri oluşturmak için benzer işaretler içeren ve kademeli olarak bir diğerine geçişi olan az sayıda sınıfa birleştirilebilirler. Harvard sınıflandırması ana sınıfları, Latin alfabesinin harfleri ile belirtilmiştir. İçinde ve F. , G. , K, m, yıldızların sıcaklıklarındaki bir düşüşe karşılık gelen bir satır oluşturma. Her sınıftaki spektral göstergeleri ayrıntılandırmak için, sayılarla gösterilen ondalık birimler tanıtıldı. A0 atama, tipik bir sınıf aralığına karşılık gelir FAKAT; A5, spektrum, sınıflar arasındaki ortam anlamına gelir. FAKAT ve F. ; A9 - Spektrum, F0'a çok daha yakın , a0'dan daha.

Tablo, spektrallerin her biri için sıcaklık ve tipik yıldızlara karşılık gelen spektrumun özelliklerini göstermektedir.

Spektral sınıf	Absorpsiyon Spektrumunun Özellikleri	Sıcaklık yüzeyi	Tipik yıldızlar
0	İyonize Helyum Hatları,	35 000 °	İçin Orpona
(mavi yıldızlar)	azot, oksijen ve silikon
İÇİNDE	Helyum ve Hidrojen Hatları	25000 °	Spika
(Yulubovato-Bass
yıldızlar)
FAKAT	Hidrojen hatları haşhaş var	10000 °	Siriches
(Beyaz yıldızlar)	semel yoğunluğu. İçin
höyük iyonize çizgiler
kalsiyum. Zayıf görünür
metal emme hatları
R	Hidrojen hatları zayıflar.	7500 °	Yüzde: O.
(sarımsı yıldızlar)	Yoğun çizgiler nötr
ve iyonize kalsiyum.
Metal çizgiler yavaş yavaş
güçlendirmek
0	Hidrojen hatları daha da fazla	6000 °	Güneşler
(Sarı Yıldızlar)	zayıflatmak. Sayısız
metal emme hatları
İçin	Metal çizgiler çok nezaket	4500 °	Art-u-r
(Turuncu yıldızlar)	sivna. Yoğun Karbonlu Şerit
hidrojen ch. Zayıf çizgiler
emilim oksit titan tyug
M.	Nötr metallerin çizgileri	3500 °	BETEL.-
(Kırmızı yıldızlar)	Çok güçlü. Yoğun	heise
moleküler emilim kiralama
bağlantılar

Ana spektral sınıflara ek olarak, ek sınıflar vardır , N, s Sıcaklığı 3000 ° 'altında olan küçük yıldızlar.

Tabloda verilen sıcaklıklar, yıldızların yüzey katmanlarına aittir, bunların derinliklerinde yaklaşık 10-30 milyon derece sıcaklıklara hükmetmektedir. Yüksek sıcaklık, kendiliğinden nükleer reaksiyonların akışını sağlar, yani süreçler daha önce tartışıldı.

Yıldız rengi sıcaklığına bağlıdır. Soğuk yıldızlar ağırlıklı olarak spektrumun kırmızı kısmına karşılık gelen uzun dalgalar halinde yayılır ve spektrumun mor bir kısmı ile temsil edilen kısa dalgalar.

İnsan gözü sarı-yeşil ışınlara en duyarlıdır, ve Her zamanki fotografik plaka, spektrumun mavi ve mor ışınlarına sahiptir. Sonuç olarak, yıldız görsel ve fotoğraf yöntemlerini gözlemlerken, aynı yıldız için çeşitli yıldız değerleri elde edilir.

Astronomide, renge yıldızların, belirli görsel ve fotoğrafların büyüklüklerini karşılaştırarak ölçülür ve fotoğraf ve görsel yıldızlardaki fark olan bir renk göstergesi ile değerlendirilir:

Geleneksel olarak spektral sınıfın yıldızları için inanıyorum FAKAT 0 Renk göstergesi bir kurşundur. Kaba yıldızların renginin rakamı pozitiftir, çünkü en hassas gözlerin uzun dalgalar halinde yoğun olarak yayılırlar. Sıcak yıldızların renginin bir göstergesi negatif bir değerdir, çünkü radyasyonları en avantajlıdır ve fotoflax, mavi ve mor ışınlara en hassastır.

Renk göstergeleri ile yıldızların spektrumları arasındaki bağımlılıklar ampirik olarak ayarlanır. Yıldız renk göstergesinin spektral sınıfını yaklaşık olarak belirlediği masayı oluşturun.

Yayılan enerji miktarını belirleyen ana faktörler, yıldızın yayılan yüzeyinin sıcaklığı ve alanıdır. Yıldızların kılavuz kurallarının incelenmesi, bunların iki karakteristik gruba ayrılmasına neden oldu: Yıldız-Devler ve Yıldızlar-Cüceler. Yıldız devlerinin yüksek parlaklığa ve büyük bir radyasyon alanı (büyük hacimli), ancak maddenin küçük bir yoğunluğuna sahiptir. Yıldız cüceleri, düşük parlaklık, düşük hacimli ve maddenin önemli yoğunluğu ile karakterize edilir.

Devler ve cüceler arasındaki fark, spektral sınıfların yıldızlarında en önemli ölçüde tezahür eder. M. ve İçin Luminosity'deki farkın 9 m_ 10 m'ye ulaştığı, yani 5-10 bin kat daha parlak kırmızı cüceler olan kırmızı devler. F ve G sınıflarının sarımsı ve sarı yıldızlarında, devlerin ve cücelerle birlikte, ara aydınlatmaların yıldızları da çoktur.

Spektral sınıflarının büyük harflerinin önündeki yıldızların parlaklıklarının özellikleri için, ayrıca küçük harfler ayrıca yazılır: G - Giants ve D Yıldızları için - Yıldız-Cüceler için. Capella GG0 - Gigant Sınıf G0, Sun DG 3 - Cüce Sınıfı G. 3 vb.

Yıldızların ortaya çıkışı ve evrimi hakkında modern fikirler

Köşeli organların ve gök bedenlerinin gelişimi ile ilgili astronomi bölümü, kozmogony denir. Cosmogonia, kozmik madde biçimlerini değiştirme süreçlerini araştırıyor, bireysel gök bedenlerinin ve sistemlerinin oluşumuna ve sonraki evrimlerinin yönünü oluşturuyor. Kozmogonik çalışmalar, bu tür problemleri kimyasal elementlerin ve kozmik ışınların oluşumu, manyetik alanların ve radyo emisyonunun kaynaklarının ortaya çıkması olarak çözmeye yol açar.

Cosmogonic problemlerin çözümü, büyük zorluklarla ilişkilidir, çünkü göksel organların ortaya çıkması ve gelişimi, bu işlemleri doğrudan gözlemlerle izlemek mümkün değildir; Uzay etkinliklerinin akışının zamanlaması o kadar büyüktür ki, astronomi geçmişinin süreleri ile karşılaştırıldığında bir an olduğu gibi görünüyor. Bu nedenle, cosmogonia, eşzamanlı olarak gözlemlenen fiziksel özelliklerin karşılaştırılmasından cosmogonia, gelişimlerinin ardışık aşamalarının karakteristik özelliklerini belirler.

Gerçek verilerin yetersizliği, kozmogonik çalışmaların sonuçlarını hipotezler şeklinde yayınlama ihtiyacına yol açar, yani. Gözlemlere, teorik hesaplamalara ve doğanın temel yasalarına dayanan bilimsel varsayımlar. Hipotezin daha da geliştirilmesi, doğanın yasalarına ve öngörülen gerçeklerin nicel değerlendirmesine ne ölçüde uyduğunu gösteriyor.

Evrenin maddi birliğinin onaylanmasına yol açan kozmojonun koşulları, içinde işlenen süreçlerin kalıpları ve gözlemlenen tüm fenomenlerin nedensel ilişkisi derin felsefi bir anlamı vardır ve bilimsel materyalist dünya görüşüne gerekçe olarak hizmet vermektedir.

Yıldızların ortaya çıkışı ve evrimi, kozmogoninin merkezi sorunudur.

Galaksinin yapısının gözlemlenen resminde yıldızların dağılımı yaşları tarafından gerçekleştirilir. Topa ve dağınık yıldız kümelerine ek olarak, galakside özel yıldız grupları vardır, fiziksel özelliklerinde homojendir. Onlar açık Acad. V.a. Ambartsumian ve adlandırılmış yıldız dernekleri. Yıldız dernekleri dengesiz oluşumlardır, çünkü yıldızları yüksek hızlarla oluşturan çeşitli yönlerde tükeniyor. Bu, çöküşlerinin hızlı bir şekilde hızını ve birkaç milyon yılı geçmeyen varlığın kısa süresini belirler. Bu nedenle, dernekteki yıldızların varlığı, son olaylarını belirtir, çünkü henüz birliği terk etmeyi ve çevredeki yıldızlarla karıştırmayı başardılar.

Yıldız Derneği Araştırma Led Acad. V.a. Ambartsumian, galaksi yıldızlarının yıldız oluşumunun bitmemiş bir süreç olduğunu, devam eden ve şu anda ortaya çıktığı sonucuna vardığını ve bu yıldız derneklerinin, yıldızların grup oluşumunun meydana geldiği galaksilerin bulunduğu yerlerdir.

Modern Cosmogonia'da, yıldızların ortaya çıkmasına ilişkin iki bakış açısı vardır: 1) Yıldızların, Maddenin yoğunluğundaki bir düşüşe yol açan süper uygun organları çürütme sürecinde ortaya çıkar ve 2) Yıldızlar Yoğunluğundaki bir artışla eşlik eden difüzyon maddesinin yerçekimi yoğunlaşmasının sonucu. Bununla birlikte, gözlemlerin sonuçları şu anda bunlardan herhangi birine tercih vermesine izin vermez.

Acad tarafından önerilen hipoteze göre. V. A. Ambartsumian yıldızları, galaksik çekirdeğinde meydana gelen patlamalarla yayılan süper yoğunluklu bottanlardan oluşur. Galaksiler çekirdeği, küçük vücut boyutları, yıldızların birçok siparişi, fiziksel doğalarında, yıldızlardan ve dağınık maddeden mükemmel bir şekilde içerir. Bu süper küresel organlar, modern bilime bilinmeyen yeni bir madde biçimi gibi görünüyor. Superlok gövdelerinin ayrışması - protost treni, yıldız gruplarının eşzamanlı oluşumuna yol açar. Ancak, v.a. Ambartsumian, protokimasyonun dönüşüm mekanizmasını yıldız gruplarına ve kümelere yöneliktir.

Yıldızların kökeninin yaygın maddeden kaynaklanan hipotezi bazı Amerikan bilimcileri ve diğer gökbilimciler tarafından geliştirilmiştir. Galaksinin kuvvetlerinin ve manyetik alanının etkisiyle rareözlü bir gaz tozu ortamının sıkıştırılması, protokonları temsil eden bireysel pıhtıların oluşumuna yol açar - globüller. Protostarın sürekli sıkıştırılması, gereçlerin basınç ve sıcaklığında artışa yol açar. Protostarın ortasındaki sıcaklık birkaç milyon dereceye ulaştığında, büyük miktarda enerjinin serbest bırakılmasıyla birlikte hidrojenin dönüşümünün hidrojen dönüşümünün termali reaksiyonları başlar.

Bu süre zarfında, protozing sıkıştırma durur, çünkü yerçekimi kuvvetleri gaz ve hafif basınçla eşitlenir, nispeten yakında protokol, spektrum parlaklığının grafiğinin ana dizisinin yıldızı olur. Yaygın maddeden bir yıldız oluşturma süresi, ilk kalınlaşmanın kütlesine bağlıdır ve 100 milyon yıldan fazla sürüyor.

Ana sekansta, yıldız, varlığının çoğunu, orta kısmında hidrojen "olacak" olana kadar, varlığının çoğunu harcıyor. Güneşin kütlesine eşit bir kitleye sahip bir yıldız için, bu süre yaklaşık 10 milyar yıldır. Büyük sıcak yıldızlar, hidrojenlerinin sadece birkaç milyon yıldır yeterli olduğu çok fazla enerji yayar. Ana sıradaki konaklama sırasında, yıldız neredeyse değişmeyen yarıçapı, yüzey sıcaklığını ve parlaklığı korur.

Yıldızın çekirdek uçlarında hidrojen tükenmiş olduğunda, içten gelen basınç artık yıldızları dengelemeyebilir ve yıldızın çekirdeği küçülmeye başlar. Çekirdek sıkışması, sıcaklıktaki bir artışa eşlik eder. Artan radyasyon yıldız kabuğunu genişletir, parlaklığını arttırır. Yıldızın daha fazla evrimi kütlesine bağlıdır. Çoğu bilim adamı, güneşle karşılaştırılabilir, küçük bir kitlenin yıldızlarının beyaz cücelere dönüşeceğine inanıyor.

Yıldızın, süper tahrikli protosterin çürümesinin bir sonucu olarak ortaya çıkması durumunda ortaya çıkması durumunda, farklı bir karaktere sahip olmalı, çünkü bir yıldızın derinliklerinde oluşmasından sonra hala süper uygun botonun bir parçası var. . Hakkında varlığı, örneğin, yanıp sönen yanlış yıldızların parlaklığında keskin bir değişiklik olduğunu gösterebilir. Salgın süreci bir patlamaya benziyor ve büyük miktarda Egergia'nın serbest bırakılmasıyla eşlik eden, işçiliğin yıldızın derinliklerinden çıkarılmasıyla açıklanabilir.

Herhangi bir evrim karakterinde, yıldızın kimyasal bileşiminde, daha ağır kimyasal elementlerin derinliklerinde eğitimin bir sonucu olarak bir değişiklik meydana gelir.

Evrimi sürecinde, yıldız sürekli olarak kitleyi sadece radyasyonla değil, aynı zamanda yıpranmış dağınık maddelerin yenilenmesinin kaynaklarından biri olan atmosferinin maddesini saçmak suretiyle sürekli kaybeder.

Galaksilerin Mesafelerin ve Boyutların Belirlenmesi

XVIII yüzyılın ikinci yarısında yıldızlara ek olarak, gökyüzünde bir sürü sabit sisli leke fark edildi - Bulutsusu. Çoğunluğun doğası uzun süre tartışmalıdır. Sadece yüzyılın 20'lerimizin ortalarında, çoğunun büyük yıldız sistemleri olduğu ortaya çıktı, galaxy ile karşılaştırılabilir boyutlarına göre. Bu nedenle, galaksilerin adını almışlardır.

Tüm galaksilerin bütünlüğü, bize metagalaksi olarak adlandırılan en büyük sistemdir. Sınırlarına kadar, biz almadık ve bir merkeze sahip olup olmadığı - bilinmiyor.

Bu problem, böyle sisli lekelerin doğasını ve evrendeki yerlerinin doğasını açıklığa kavuşturmak, bir kişinin ilk güneşten güneşe, sonra galaksimizin merkezine, sonra

Ortadan önce Xx Galaksiyenin yüzyılı, yıldız kümeleri ve gaz bulutsu ile birlikte galaksimizin içinde yer alan küçük nesneler olarak kabul edildi. 20'lilerde bile, bunların tozdan oluşan lensler olduğu ve içlerinden bir parlak yıldızla aydınlatılan lensler olduğunu düşündüler. Mesafeyi belirlemenin yolu Harvard Gözlemevi personeli ve ardından Lundmark ve Hubble tarafından açıldı. Bunlardan ilki, magtelli bulutlarda, Samanyolu'nun hurdaları gibi göründüğü, çok sayıda sefeid görülebiliyor - parıldayanın değişen periyodik değişken yıldızlar, görünür parıltılarıyla büyür. Cefeid, Maltellane Bulutlarının etrafında neredeyse hiç görünmezdi ve bulutlardaki gözle görülebilir konsantrasyonun, içinde Cefeide'nin mekansal konsantrasyonunun sonucu olduğu ve görünür parlamalarındaki farklılıkların gerçek güçlerdeki farklılıklara karşılık geldiği açıktı. parlaklık. Bu nedenle, her yerde adil olduğu ortaya çıkan Cefeide'nin en önemli mülkü keşfedildi, yani dönemin oranının varlığı - parlaklık. (Bizden aralıklarından dolayı zorluklarla) kurduktan sonra, bize en yakın farklı periyotların sefeidinin parlaklığını, galaksimizdeki ve magtel bulutlarında, sonuncusunu kurmak için görülebilen parıltılarının karşılaştırılmasından mümkün oldu. Cefeids bize geliyor. Macellanov'un bulutlarının galaksimizin dışında olduğu ortaya çıktı. Görünür açısal büyüklükte ve şimdi bilinen şimdi belirlenen doğrusal büyüklüğü, galaksimizden birkaç kez daha azdı, ancak hala devasa yıldızı temsil ediyorlar sistemler. Milyonlarca yıldız, gaz bulutsu ve yüzlerce yıldız kümesi var. Macellanov'un bulutları, galaksimizin yurtdışında açılan ilk sistemlerdi. Ancak düzensiz bir şekle sahipler ve bu henüz en ilginç bulutsu spiral türlerinin doğası hakkında henüz konuşmadı.

Sadece ABD'ye en yakın galaksiler en parlak yıldızlar arasında tanınabilir ve dönemlerini belirleyebilir, mesafelerini yeni işaretlerden daha kesin olarak bulabilirler.

1924'te, lundmark ve virts onları az sayıda ölçülen (Doppler - Fizo prensibi üzerine), galaksilerin bizden her yöne çıkarıldığı ve bizden daha da ertaban oldukları için çok az sayıda ölçüldü. Hubble'ın bu çıkarılmasının hızı, her megaparsec mesafesi başına 1930, 550 km / s civarında belirlenmiş ve bu nedenle kırmızı önyargının açılması genellikle ona atfedilir. Etkinin sürekli etkileri, esas olarak en yakın galaksilere olan mesafe ölçeğindeki bir artış nedeniyle, şimdi yaklaşık 50 km / (milletvekili) değerlerine kalıcı bir chabble getirmiştir, ancak çoğu astrofizik hala daha önce tanımlanmayı tercih ediyor Ancak \u003d 75 km / (MPS ile), belki de yeni sonuçlar dalgasını bekler, 100 ila 50 km / (MPS ile) dalgalanan.

Galaksilerin yapısı ve özellikleri

Bu parametreler, yıldız sistemlerinin en önemli özellikleridir.

Bireysel galaksilerin kütleleri, merkezi bölgede katı halde yakın olan rotasyonlarının eğrisini belirler; Daha sonra, KEPLER'in yasası ile dönmeye aşamalı bir geçiş var, merkezi kütlenin uzaklığı zaten yüksek olduğunda, yoğunluğun yoğunluğu küçüktür ve dış bölgenin kütlesi nispeten küçüktür. Rotasyon eğrileri, galaksi görüntüsünün görünür büyük ekseni boyunca bir spektrografıza sahip olan optik yöntemle elde edilir ve başarı daha büyükse, döndürme düzleminin bakış açısına yaklaştırın. Ölçümler, galaksinin merkezi, parlak kısmı ile sınırlıdır ve sadece kütlenin alt sınırını sağlar.

Galaksinin içindeki Yoğunluk PS dağılımının rotasyon eğrisinin detaylı bir yorumlanması daha fazla arıtma gerektirir. Bunu yapmak için, galaksinin modelini benimsemeniz gerekir: sabit bir yoğunluğun yüzeylerinin benzer sferoidler veya daha da karmaşık bir şekilde olduğu bir homojen olmayan sferoid şeklinde bir düz veya modeldir.

Düz sistemlerin kütleleri yaklaşık 10 ^ 11 (11 dereceye kadar) Â ve yıldız kümelerinin kütlelerine düşer.

v, V, Kepler eğrisinde dairesel bir hızdır;

R - yarıçapı; G - yerçekimi kuvveti.

Eliptik ve spiral galaksilerin kütleleri kitleleri, küresel hızların farkının spektral çift yıldızlar gibi eşit bir dolaşım hızını üstlenebileceği çift galaksilerin çiftleri durumunda çekilebilir. Bununla birlikte, yörüngenin bir eğim açısı olmaya devam etmekte ve hız eğrisini belirlemek imkansızdır. Spektral çift yıldızlar durumunda olduğu gibi, sadece iki galaksinin kütlesinin toplamının alt sınırını alırız.

Burada ilgili soruların sorusunun üstünde, ancak çok daha fazlasını eklemeniz gerekir.

Sarmal dalların şekli, ortaya çıktığında, logaritmik spirale karşılık gelir.

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

burada a \u003d pj: 180 ve c \u003d stgm veya

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

nerede dan \u003d (P / 180) * lg e \u003d 0.00758.

Burada M, spiral ve teğetin yarıçapı-vektör noktası arasındaki karakteristik bir açıdır. Tabii ki, burada uçağındaki dalların gerçek formundan kaynaklanıyor ve projeksiyonun bozduğu bir form değil. Ortalama m \u003d 73 ° üzerinde ve 54-86 ° içinde değişir. İlk değer yaygın olarak açılan dallara karşılık gelir, ikincisi daireye yaklaşan spiralleri ifade eder.

Branşların birkaç farklı formu olduğu olur. Üç-dört dallı galaksiler var ve bunlar dalı iç ve dış veya "haraplaştırılmış". Aksine, son dallar sağlam değildir, ancak birbirleriyle ilişkili olmayan yaylardan oluşur. İki ve hatta üç katmanlı spiral galaksiler, doğanın bu fenomenlerinin karmaşıklığını göstermektedir. Daha önce bile, Hubble, "çapraz çubuk" olan galaksiler olduğunu keşfetti - merkezinde - merkezinde, merkezlerinde ve spiral dalları barın uçlarından ayrılıyor, ancak dallar çubuğun ortasından ayrılır; İkincisi, bardan "sona erme" dalını dikkate alan teorinin zorluğunu temsil eder. Çekirdeğe 100 km / s'ye kadar olan hızlarda çekirdeğin akışı keşfedilmiştir. Spiral dalların bölgesinde, çoğu durumda, rotasyon katı duruma yakındır ve dönme eğrisi üzerindeki enfeksiyonun noktası, sistemin parlaması artık uzağa uzanırsa da, dalların artık izlenmemesidir. . Genellikle dallar çubuktan değil, çubuğun çap olduğu halkanın çevresinden ayrılmaz.

Birçok tartışma, Galaxik'in dönüş yönü sorusuna neden oldu mu? Böylece dalların "kirli" ya da aksine "çözülmesi". Bu, kökenleri teorisi için önemlidir. Galaksiler bulunduğunda, sorunun netliği, her iki şubenin de olduğu yerde, yani. Bazı "damıtma", diğer "gevşeme". Rotasyon neredeyse sağlam bir şekilde ise, herhangi bir formun dalları için parazit yoktur.

Hubble basit spiraller için gösterim tanıttı - S, "çapraz spiraller" (bir bar ile) - SV. Orta formlar için (çok kısa bar) için, SAV veya başkaları tanıtıldı. Yanlış Galaksiler, I veya IR ile gösterildi, ancak iki çeşit çeşitleri var. Hubble için eliptik galaksiler, 1'den 7'ye kadar olan sayıların eklenmesi ile E harfi ile ifade edilir, bu da tutum tarafından belirlenen sıkıştırma oranını gösterir.

nerede fakat ve B. - Görünür çaplar (genellikle projeksiyon tarafından bozulur). Sonra "Baljem" (büyük çekirdekli) ile "Lenzoid" galaksilerini, spirallerin bulunmadığı bir diskle çevrilidir. Onları S0'a gösterdi. Diğer gözlemler, Hubble Sınıflandırmanın, galaksilerin mevcut biçimlerinin ve özelliklerinin tüm çeşitlerini ve özelliklerini yansıtmadığını ve diğer birkaç sınıflandırma, "arkasında gecikme" den daha hızlı, daha da hızlı bir şekilde düşünüldüğünü göstermiştir.

Hubble, aşağıdaki önemli ilaveleri tanıttı. Şimdi, Hubble'ın varsayıldığından daha derin bir anlam vermek zorundalar. Amorf, yapılı olmayan spiral dallar, müttefikleri içermeyen ve zayıf gaz, öneki A (SA) tarafından not edilir. Çeşitli sıcak devlerle çok gülünçlü dallar ve (SC) ile gaz bulutsu bakımından zengin ve ara türler spiralleri bir B (SB) ile işaretlenmiştir. Öyle M13 (SB) ve M3'ün SC'dir. Galaksimiz, SBC tipi ile ilgili olabilir - orta bir spiral. SC çekirdeği, SB'ninkinden önemli ölçüde daha azdır. Ancak, Hubble'ın görüşüne aykırı, onlar farklı.

Çok sayıda katı hal rotasyonu yoksa, sarmal galaksilerin varlığını teorik olarak açıklama girişiminden sonra, teori, 60'larda lin ve shu'yu koyan temelleri çok popülerdi.

Büyük ilgi alanı, galaksilerin, bir dereceye kadar dağılımlarını ve ağırlıklarını yansıttığı, çünkü onlara dahil edilen yıldızların aynı bileşimiyle, kütle parlaklıkla orantılıdır. Bu hüküm, aynı tür galaksiler için, özellikle yapıda veya renkte büyük bir farkı olmayan eliptik ışın için daha haklı çıkar. Fakat önce, her türlü galaksiler için genel resmi bir araya getirmeye çalıştılar ve daha sonra mutlak değerli cüce galaksilerinin göründüğü gibi görünüyordu. M \u003d - 16 (dereceye kadar) ve daha az az. Ama sonra galaksimizin çevresinde çok zayıf ve küçük galaksiler açtılar.

E ve S0 türlerinin galaksilerinin mekansal yapısı, yarıçaptaki mekansal yoğunlukların yüzey parlaklıklarının kesin fotometrisinin sonuçlarından hesaplanarak bulunabilir. Görünür yarıçapı boyunca noktalarda ölçülen parlaklık, tüm yıldızların radyasyonuyla, vizyonumuzun kirişi üzerinde yatan radyasyon tarafından oluşturulur - Akorlar Spheroid. Projeksiyondaki parlaklıktan, orta simetri varlığının volumetrik parlaklığa kadar geçebilirsiniz.

Metagalaksinin yapısı, kümeler.

Ayrı galaksiler genellikle birbirleriyle bir çift karşılaştırılabilir sisteme birleştirilir veya daha küçük parlaklık, boyut ve kütleler içeren bir büyük galaksi ve hatta birkaç uydudan oluşur.

Küçük galaksiler grupları da görülebilir. Bazıları, daha sık, üyelerinin bir kısmı sadece daha yakın veya daha fazla bulunan galaksilerin rastgele projeksiyonlarıdır. Kesinlikle birbirleriyle kesinlikle birbirleriyle ilişkili olan en yakın çiftler ve gruplar etkileşimli sistemler - yuvalar ve sistem zincirleridir.

Son olarak, yüzlerce ve binlerce galaksinin birikiminin merkezine odaklanan hem fakir hem de dağınık ve zengin galaksiler var.

Metagalaksinin "tuğlaları" olarak en yüksek düzenin birimleri olacak olan galaksiler - sistemlerin birikimlerini tespit etme girişimlerine çok fazla çaba gösterilir. Onların gerçek varlığı henüz kanıtlanmadı.

Kümelerde, eliptik E ve Lenzid Galaksileri S0 güçlü bir şekilde egemendir ve aralarındaki genel alanda çok sayıda spiraldir.

Çift galaksiler. İsveç'teki Holmberg, yaklaşık 8007 miktarında iki kat ve çoklu galaksiler kataloğu yaptı, ancak ne yazık ki, modern gereksinimleri karşılamıyor. Her durumda, Holmberg'in çift galaksilerin yerçekimi yakalamasının bir sonucu olarak ortaya çıktığı hipotezi, ayrılmak gereklidir. Modern fikirlere, çiftlere, gruplara ve galaksilerin kümelerine göre, bu nedenle, oluşumlarının erken aşamalarında ortaya çıktı.

I. D. Karachentsev, izole edilmiş galaksiler kavramını tanıttı, aralar arasında beş ya da daha fazla olan mesafenin bir mesafeden daha fazla bir mesafeden daha fazla olan ve 603 çift kataloğunu derledi.

Bu tür galaksilerin herhangi bir kataloğunda, bizden her bir bileşene olan mesafe hakkında hiçbir bilgi yoktur ve bu nedenle bileşenlerinin gerçek yakınlığına birbirine güvenmemekte olduğu belirtilmelidir. Bu nedenle, I. D. Karachentsa ve diğer gökbilimciler inatla bir kırmızı önyargı bileşeninin tanımı üzerinde çalıştı. Bunlardan, bileşenin hızlarındaki farkları bulurlar ve sistemlerin kütlesini ve kütlelerinin parlaklığına ilişkisini tahmin etmeye yardımcı olurlar.

Galaks çiftinin kütlesi, hız farkı karesi ile orantılıdır (hareketlerinin yörüngesel olduğu varsayılmaktadır) ve bileşenler arasındaki mesafe. Ancak, yörüngenin kirişine ve bileşenleri bağlayan çizginin uzunluğuna eğim bilmiyoruz ve bu nedenle değerlerinin en büyük ortalamasını kullanıyoruz. Birçok çiftin hızını alan Amerika Birleşik Devletleri'ndeki sayfa, bu yöntemle tanımlanan kütlelerin, galaksilerin dönüşünün veya içinde hızların dağılmasından kaynaklanan çalışmalardan bulunabilecek büyüklük sırası sırası olduğunu göstermiştir. 6 metrelik bir teleskobda SAO'da daha doğru hız ölçümleri Bu fark, kitle tanımında ortadan kaldırılır. Yarım "izole çiftler", etkileşimli galaksilerden oluşur. Beyaza göre, çiftlerdeki tipik yörünge dönemi 200 10 6 yıldır ve aralarındaki tipik mesafe yaklaşık 40 kpsdir. Tüm galaksilerin% 15'ine kadar çifte dahil edilir, ancak rastgele bir projeksiyon nedeniyle optik buhar yüzdesini netleştirmek hala zordur. Deneyler i.d. Karachentseva ve A. L. Shcherbanovsky bir bilgisayarı kullanarak optik çiftlerin sadece yaklaşık% 10 olduğunu, ancak dualite kavramını belirleme koşullarına bağlı olan sayı olduğunu gösterdi.

Gruplar. Holmberg, alandan üçlü ve çoklu galaksileri vurguladı. Onları nasıl belirleyeceğiniz önemli değilse, nesnelerin sayısı, giderek daha fazla çoğaltmaya geçişle hızla azalır. Öte yandan, galaksiler grupları ayırt edilir; Örneğin, VoubaUor 54 grubun ve üyelerinin bir listesini verdi. Ancak bu çok kapsamlı gruplar, düzinen üyelere sahip, muhtemelen kötü kümelerde hareket eden, zayıf kümeler, yüzlerce ve belki de on binlerce üyeden oluşan zenginlere taşınıyor. Neredeyse hiç kimse grubu yok, küçük bile, her bir üyenin radyal hızı hakkında hiçbir bilgi yok. Birkaç verilerden, Virila'nın teoremini uygulayarak, grubun kararsızlığını belirten pozitif enerji elde edeceğimizi sonucuna varmak mümkündür. V. A. Ambartsumian, bu tür grupların gençliğinin bir işareti olarak yorumlar ve onları gençlerdir.

Diğer gökbilimciler onunla aynı fikirde değil ve tüm grupların stabil olması gerektiğine inanır ve bu, daha büyük kütlenin bu hızlarından veri gerektirir; Bu nedenle, "gizli kitle" hakkında konuşurlar. Çarpışma personeli, sadece Galaksinin bilinmeyen bir anlamı anlamına gelir, sadece grup için tasarlanmış olanlar. Ya. E. Einasto, devantik galaksilerin büyük bir halo (M 87 gibi) sahip olduğuna inanıyor ve "gizli kütleyi" temsil ediyorlar. Bununla birlikte, sistemdeki daha fazla üye, "gizli kitle" ne kadar büyük olur, bu nedenle tacın katkısı tamamen yetersiz olacaktır, ancak astronomların tacı inanmaz ve genel olarak, sürdürülebilirliğin sorunları gruplar ve "gizli kitlelerin" varlığı henüz çözülmedi.

En tartışmasız ve en ilginç gruplar etkileşimli galaksilerin yuvalarıdır; Sonuncusu arasında en azından beş galaksisten Quintet Stephen'dir. Ancak, VV 172 zincirinde olduğu gibi, bazıları ise, anormal kırmızı yer değiştiren bir üye var. ARP, bu tür grupların büyük galaksilerden atıldığını öne sürüyor.

Galaksiklerin birikimleri. Bize en yakın galaksiklik birikimi, aksine, gaz ve toz içeren birçok büyük ve parlak spiral içeren bulutlar, 12 milletvekilinde bize olacak ve bakire kümesinde olacak. Benzer yakın bulut, büyük bir ayında yer almaktadır. Her biri yüzlerce galaksiyi içerir. Ancak daha fazla ilgi, merkezlerine yoğunlaşan galaksilerin zengin toplarıdır. En yakınları - Veronica'nın saçında, eliptik E ve Lenzide galaksilerinin S0'sının, gazın ya da hiç olmadığı ya da yeterli olmadığı Lenzide Galaksiler S0'ları içeren 70 milletvekilini içeren 70 milletvekili. Böyle bir "doğru" türdeki kümelerdeki galaksilerin sayısı, yalnızca herhangi bir sınır görünür yıldız büyüklüğüne ayarlanır. Doğru kümelerin en parlak üyeleri dev galaksilerdir ve bu değerlerin değişmezliği, kırmızı yer değiştirmenin tanımı, teknik nedenlerden dolayı imkansız olan çok uzak kümelerinin uzaklığını tahmin etmek için kullanılır. Zvikki, en az 50'sinin görünür üyelerinin sayısıyla kümeleri kaydetti. Bize en yakın, konsantre kümelerde, 10.000'den fazla üye var. Çok sayıda üye ile bireysel kırmızı yer değiştirme birikiminin birikmesine bir suçlama oluşturmak aşırı zorluklardır. Merkezden uzaktaki fonksiyonda kümenin üyelerini sayma, küme gökdelelerinin yoğunluğundan sülfing, gökyüzü arka planın gök gürültüsünün yoğunluğu. Böylece, zengin uygun kümelerde, alandaki sayısal yoğunluğun seyri, izotermal gaz topundaki partikül sayısına benzer olduğu tespit edildi.

Daha geniş bir mahalle almak L. S. Sharov, yoğun bir çekirdek galaksilerinin varlığını ve kapsamlı bir taç gösterdiler; Ek olarak, örneğin merkeze daha fazla konsantre olan bazı galaksilerin bir ayrılması vardır. Koma kümesinde en fazla kırmızı yer değiştirme (yaklaşık 50) ölçülür. Bu gibi durumlarda, üyelerin hızlarının dispersiyonu tahmin edilebilir; Ayrıca, bir kümedeki galaksilerin parlaklık fonksiyonuna göre, onu normalleştirerek ve eliptik galaksiler için bir kütle ile parlaklığı bilmek de tahmin edilebilir. Zengin kümelerin kütleleri güneşin 10 14 kütlesidir (ve daha fazlası).

Beklenmeyen kompakt küme R. K. Shahbazyan tarafından açıldı. Bir düzine kompakt galaksisinden oluşan ortaya çıktı. Ona olan mesafe bana 700'dür ve boyut sadece 350x180 KPS'dir. İçindeki radyal hızların dispersiyonu açıklanamaz bir şekilde küçüktür: 62 km / s. Daha sonra shahbazyan ve Petrosyan daha sonra küme türü gibi daha fazla onlarca var, ancak henüz araştırılmamışlardır.

Dwarf üyelerinin kümelerinde, özellikle de bir fırın ve heykeltıraş gibi kötü sferoidal galaksilerin, düşük yüzey parlaklığı nedeniyle kötü göründüğü için, diğerlerinin uzak bir arka planın galaksilerini ayırt etmeyi zorlarken . Heykeltraş türünün bu tür galaksilerinin kataloğu gerçekleşti ve incelendi. . E. Karacantsova.

Uzun aramalar, yalnızca birkaç kümede, muhtemelen cücelik galaksilerinin yarattığı son derece zayıf bir genel parıltı olduğu sonucuna yol açtı. Öte yandan, göze çarpan bir şekilde emici ışıkta az miktarda toz farklılık gösterir.

Kümelerde nötr hidrojen tespit edilmez, ancak mevcut hipotezden gelen bir radyo emisyonu vardır. Kümenin dev üyelerinin kronlarında yüksek gazlı commerga. Kümelerde ve X ışınlarında, özellikle akranlardaki NGC 1275 radyo partisinden güçlü bulundu. Palomar Sky Atlas'ın Ehlell'i 2712 çok zengin kümeler buldu ve zwicks aynı malzeme ile ortaya çıktı ve en az 50 üye sayısıyla on binlerce küme rütbe rütbe edildi ve kısaca sınıflandırdı.

Bu veriler, küme kümelerini algılamak için çok sayıda girişimde bulunur, aksi takdirde süper res. Bazı yazarlar onları görmüyorlar, diğerleri, diğerlerinin bu konseptin tanımlarının farklı olduğuna inanıyorlar. Ultrasonun bulunduğuna inananlar, yalnızca birden fazla galaxy'ye, aynı kümelerin sıralarında, en az onlarca yıldız içeren kredilendirilmiş sistemlerin sırasındaki yalnızca birden fazla galaksinin bileşimlerinde bulunurlar. Bu nedenle, yazar, yine de kümelerin kümeleri algılanmazken, en azından var olabileceğine inanmaktadır. Onun görüşü, görünüşe göre, Eibell, daha önce böyle süper-scleyly'leri tanımladı. Bu aramalarda kullanılan istatistiksel yöntemler, kümelenmenin konturunu veren Zwick kataloğuna güvenmek zorunda kalır. Basit kümelerinin bile sınırları çok güvenilmezdir. B. Fesenko, bu tür işlerle güçlü bozulma, Paşa Galaxy'deki intergalaktik ışık emilim çubuğunun inanılmaz etkisini tanıttığına inanıyor. Ayrıca, topluların ve grupların (5 milletvizmeden daha yakın) bulutların (5 milletvizmeden daha yakın) oluşturulduğu (5 milletvizitten daha yakın), bakire kümesindeki merkeze düzleştirilmiş bir süper rahatlama oluşturduğu şüpheli bir ifadenin şüpheli ifadesi gibi görünüyor.

Galaksilerin geç evrimlerinin bazı özel durumları

Son yıllarda, spiral ve eliptik galaksilerin aydınlık (merkezi) bölgelerinin gözlemlenen integral spektrumlarını karşılayacak olan galaksilerin yıldız kompozisyonu modelleri oluşturmaya çalıştı. (Zayıf aydınlık bir şekilde iyi bir spektrogramı elde edin, ancak kapsamlı galaksilerin, disk ve spiral dalların kapsamlı kısımları henüz mümkün değildir.) Modelde, farklı spektrumların ve parlaklıkların yıldızlarının bir karışımı seçilmelidir. sayıları gözlemlenene benzer bir spektrum veriyor. Bu galaksilerin bu alanlarının güneşin yakınındaki yıldızlardan daha fazla kırmızı cüceler içermesi gerektiği ortaya çıktı. Bu modeller oldukça mükemmel değil. Bu nedenle, çeşitli yıldızların evriminin farklı aşamaları için teorinin sayısı doğru olsa bile, galaksilerin toplam yıldız bileşiminin evrimi hesaplamaları güven ile test edilemez. V. A. AmbartSumyan, küçük grupların ve galaksilerin ksilerinin çekirdek aktivitenin varlığıyla karşılaştırılmasıyla karşılaştırıldığında, Doster'ın erken parçalanması olasılığının düşüncesine, onu gruplardaki derneklerde ve galaksilerde bölünmüş yıldızlara dönüştürmektedir. Bu maddenin yoğuşması yerine bu dağılımı, modern dönemde neler olduğunu düşünüyor.

Herschel hipotezine yükselen yıldızlarda yaygın maddenin yoğuşması fikri daha yaygındır. Son yıllarda, bu hipotez, sıkıştırma şok dalgası gazda sürüldüğünde yıldız oluşumu teorisinde gelişti. Dönemimizdeki yıldız oluşumu, hareket alanındaki genç sıcak yıldızların varlığı ve tozla soğuk gazların sıkıştırılması ile ilişkilidir. Ancak sistemlerin kendileri metagalaksinin evriminin çok uzun dönemleri ile ilgilidir ve tüm galaksiler grupları ve uydusunun sadece uzun zaman önce ortaya çıktığı düşünülmektedir.

Bunun aksine, galaksilerin etkileşiminin incelenmesi, bu incelemenin yazarına, bazen düz galaksilerin çevresine, özellikle de spiral şubenin sonunda, kütle ve parıltının kalınlaşması olan mahkumiyete yol açtı. Spiral şubeden ve spiral galaksinin bir kısmından ayrılmış, böylece uydusuna dönüşür. Bunları, M51'in tanınmış sistemde olduğu gibi, ebeveyn galaksisinin kütlesi ile karşılaştırılabilir, H I I I bölgesinin küçük bir bölgesine kütleye kadar değişirler. Gelgit teorisi, halihazırda mevcut arkadaşlarından kendisinden bağlamaya hazırdır, ancak spiral dalların oluşumu, ancak bu uyduların çoğu, gerekli güçlü gelgit kuvvetlerini oluşturamayan ağırlıkça çok küçüktür. Empati, parçalanma yuvalarda ve zaten EA'dan kararsız olması gereken galaksilerin zincirlerinde meydana gelir. onun Formlar. 1980 tarafından incelenen durumlarda, bileşenin iç hızları inanılmaz derecede küçüktü.

Bibliyografi

2. Vorontsov-Veljaminov B. A., 1978 - Ekstragalaktik astronomi,

2-e. ed. - m.: Bilim.

3. Galaksilerin ve yıldızların / edinin kökeni ve evrimi. S.B. PiLelner.- m.: Bilim, 1976.

4. Modern Cosmogony / Ed sorunları. V. A. Ayabartzumyana.-M.: Bilim, 1969.

5. Berbjj J., Bardage M., 1969 - Quasary. - m.: Barış.

6. Stellar sistemlerinin / ed yapısı. P. N. Holowova.-M.: IL, 1962.

7. Zeldovich L. B., Novikov I. D., 1967 - göreceli astrofizik. - M.: Bilim.

8. Yıldızlar ve Yıldız Sistemleri / Altında. ed. D.YA. Martynova.-m.: 1981

9. Volynsky b.a. , Astronomi.-m.: 1971

Federal Eğitim Ajansı
Yüksek Mesleki Eğitim Devlet Eğitim Kurumu
"Chelyabinsk Devlet Pedagojik Üniversitesi" (Gou VPO "CHGPU")

Modern doğal bilim kavramında soyut

Konu: Fiziksel Doğa Yıldızları

Yapılan: Rapowkina T. I.
543 Grup
Kontrol edildi: Barkova v.v.

Chelyabinsk - 2012.
İçerik
Giriş ................................................. ...................................... 3
Bölüm 1. Yıldız nedir ............................................... .................... 4

1.2 Yıldızların Evrimi ................................................ ....................... 10
1.3 Yıldızın Sonu ................................................. ..........................................14
Bölüm 2. Fiziksel Doğa Yıldızları ............................................ .... ..24
2.1 Parlaklık .................................................... ......... ................ 24
2.2 Sıcaklık .................................................... .................... ... 26
2.3 Spectra ve Yıldızların Kimyasal Bileşimi ............................................... .. 27
2.4 Ortalama Yıldız Yoğunluğu ................................................ .......................... 28
2.5 Yıldız Yarıçısı .............................................. .............................. 39
2.6 Kütle Yıldızları ................................................... ............................ 30
Sonuç ........................................................... ........... .................. ..32
Referanslar ....................................... .......... .................... 33
Ek ....................................................... .....................................

Giriş

Yıldızdan daha basit bir şey yok ...
(A. S. Eddington)

Yüzyılların aciliyeti, onu çevreleyen nesnelerin ve fenomenlerin adını vermeye çalıştı. Bu aynı zamanda cennet gövdeleri için de geçerlidir. İlk olarak, isimler en parlak, iyi görünür yıldızları, zamanla - ve diğerlerini aldı.
Yıldızların açılması, zamanla değişen görünür parlaklık, özel gösterime yol açtı. Sermaye Latin harfleri tarafından gösterilirler, ardından constelasyonun adını, ebeveynlik durumundaki ismi. Ancak, bazı takımyıldızlarda bulunan ilk değişken yıldız, A harfi ile gösterilmez. Geri sayım R harfinden gerçekleştirilir. Bir sonraki yıldız, S harfi ve benzeri harflerle gösterilir. Alfabenin tüm harfleri tükendiğinde, yeni bir daire başlar, yani Z'nin ardından bir daha kullanılır. Bu durumda, harfler, örneğin "RR" için iki katına çıkarabilir. "R Aslan", bunun aslanın takımyıldızındaki ilk açık yıldız değişkeni olduğu anlamına gelir.
Yıldızlar benim için çok ilginç, bu yüzden bu konuya bir makale yazmaya karar verdim.
Yıldızlar uzak güneşler, bunun üzerine yıldızların doğasını incelemek, fiziksel özelliklerini güneşin fiziksel özellikleriyle karşılaştıracağız.

Bölüm 1. Bir yıldız nedir
1.1 Yıldızın Özü
Yıldız'a özenli görünümlü, bazen farklı ışınlarla parlayan bir nokta gibi görünüyor. Ray fenomeni, görme özelliği ile ilişkilidir ve yıldızın fiziksel yapısı ile ilgili değildir.
Herhangi bir yıldız bizden çıkan güneşdir. Yıldızların en yakın olanı - Proksima - bizden 270000 kat daha fazla güneşten uzak. Takımyıldızdaki Sirius Sirius'un en parlak yıldızı, 8x1013km mesafede bulunan büyük bir köpektir, 8 km'lik bir mesafedeki 100 Watt ampulün aynı parlaklığına sahiptir (eğer zayıflamasını dikkate almazsanız) atmosferdeki ışık). Ancak, ışığın aynı açıda görünmesi için, diskin uzak sirium tarafından görülebildiği, çapı 1 mm olmalıdır!
Ufukta iyi görünürlük ve normal vizyonla, yaklaşık 2500 yıldız aynı anda görülebilir. 275 yıldız, örneğin, Algol, Aldebaran, Antares, Altair, Arktur, Bethelgeuse, Vega, Gemma, Duzhe, Canopus (yıldızın parlaklığında), Capella, Mitsar, Polar (Rehberlik Yıldızı) , Regul, Rigel, Sirius, SiPer, Charles, Taigaet, Fomalgaut, Sheat, Kıtlık, Electra vb.
Bu takımyıldızda kaç yıldızın anlamından yoksun olduğu sorunu, çünkü somutluktan yoksundur. Cevap için, gözlemcinin görsel görünümünü, gözlemlerin devam ettiği zaman (gökyüzünün parlaklığı), takımyıldızın yüksekliği (ufukun atmosferik zayıflaması nedeniyle zayıf bir yıldız tespit etmek zordur) ışık), gözlem yeri (dağlarda atmosferde, daha şeffaf - daha fazla yıldız görebilirsiniz), vb. Ortalama olarak, bir takımyıldız, çıplak gözle gözlenen yaklaşık 60 yıldız (Samanyolu ve büyük takımyıldızlarda - çoğu). Örneğin, takımyıldızda, Kuğu 150 yıldıza kadar sayılabilir (Samanyolu Bölgesi); Ve takımyıldızda aslan - sadece 70. Küçük bir takımyıldızda üçgen sadece 15 yıldız gösterir.
Yıldızları en zayıf yıldızlardan 100 kat daha zayıf bir şekilde dikkate alırsanız, başka bir ayırt edilebilir gözlemci, daha sonra ortalama olarak, bir takımyıldızı yaklaşık 10.000 yıldız için hesaplayacaktır.
Yıldızlar sadece parlaklıklarından değil, aynı zamanda renginde de farklılık gösterir. Örneğin, Aldebaran (Takımyıldızı Toros), Antares (Akrep), Bethelgeuse (Orion) ve Arcturus (Vascha) - Kırmızı ve Vega (Lira), Regul (Aslan), SPAGER (Başak) ve Sirius (Big Pens) - Beyaz ve Mavi.
Yıldız titriyor. Bu fenomen ufukta iyi fark edilir. Titreşimlerin nedeni atmosferin optik homojenliğidir. Gözlemcinin gözüne girmeden önce, yıldızların ışığı atmosferde çok sayıda küçük homojeniteye geçer. Optik özelliklerine göre, lensler konsantre edici veya saçılma ışığı gibi görünüyorlar. Bu tür lenslerin sürekli hareketi ve titremenin nedenidir.
Titreşimindeki rengi değiştirmenin nedeni, Şekil 6'yı açıklar. atmosferdeki yollar. Bu, mavi ve kırmızı ışık atmosferindeki eşit olmayan kırılmaların bir sonucudur. Canlı salınımların tutarsızlığı (farklı heterojenliklerden kaynaklanıyor), renklerin dengesizliğine yol açar.

Şekil 6.
Genel titremenin aksine, renk sadece ufka yakın yıldızlardan görülebilir.
Değişken yıldızlarla denilen bazı yıldızlar, parlaklık değişiklikleri, titremenin ardından çok daha yavaş ve pürüzsüz bir şekilde gerçekleşir, Şek. 7. Örneğin, Constellation'daki Star Algol (Şeytan), parlaklığını 2.867 günlük bir süre ile değiştirir. Yıldızların "değişkenliğinin" nedenleri farklıdır. İki yıldız kitlelerin ortak merkezini çevirirse, bunlardan biri diğerini (algol durumunda) periyodik olarak kapatabilir. Ek olarak, bazı yıldızlar titreşim sürecinde parlaklığı değiştirir. Diğer yıldızlar için, yüzeydeki patlamalarla parlaklık değişir. Bazen bütün yıldız patladı (daha sonra bir Supernova yıldızı var, güneşli, milyarların tepesinde.

Şekil 7.
Yıldızların hareketleri, saniyede onlarca kilometrede hızları olan bir arkadaşa göre, gökyüzündeki yıldız kalıplarında kademeli bir değişime yol açar. Bununla birlikte, bir kişinin yaşam beklentisi, gözlemlendiğinde bu tür değişikliklerin silahsız gözlerle fark edebileceği çok küçüktür.

1.2 Yıldızların Doğuşu

Modern astronomi, yıldızların, gaz tozu yıldızlararası ortamın bulutlarını yoğuşarak oluşturulduğu iddiasıyla çok sayıda argüman var. Bu çevreden yıldızların oluşumu süreci şu anda devam ediyor. Bu durumun açıklaması, modern astronominin en büyük başarılarından biridir. Nispeten yakın zamanda tüm yıldızların neredeyse aynı zamanda birçoğu yıllar önce kurduğuna inanılıyordu. Bu metafizik temsillerinin çöküşü, her şeyden önce, gözlemsel astronominin ilerlemesi ve yapı teorisinin gelişimi ve yıldızların evrimi. Sonuç olarak, birçok gözlemlenen yıldızların nispeten genç nesneler olduğu ve bazıları yeryüzünde bir kişi olduğunda ortaya çıktığı açıkça ortaya çıktı.
Yıldızların yıldızların gazı tozlu ortamından oluşabilecekleri geri çekilme lehine, açıkça genç yıldızların (sözde "dernekler") galaksinin spiral şubelerinin yerlerine hizmet vermektedir. Gerçek şu ki, radyo astronomi gözlemlerine göre, yüce gazı esas olarak galaksilerin spiral kollarında yoğunlaşmıştır. Özellikle galaksimizde gerçekleşir. Dahası, ayrıntılı "radyo görüntülerinden" bize yakın bazı galaksilerden bazıları, yüce yıldızların en büyük yoğunluğunun iç kısımda (karşılık gelen galaksinin ortasına göre), spiralin kenarlarını doğal bulur. Açıklama, ayrıntılarda burada durmayacağız. Ancak, tam olarak bu, optik astronomi "zonları N N", yani, iyonize yıldızların bulutları ile gözlenen spirallerin bu kısımlarında. Bu tür bulutların iyonlaştırılmasının nedeni, sadece büyük sıcak yıldızların ultraviyole radyasyonu - açıkça genç nesnelerinin.
Yıldızların evrimi sorunundaki merkezi, enerjilerinin kaynaklarının sorunudur. Geçen yüzyılda ve bu yüzyılın başında, güneşin ve yıldızların enerji kaynaklarının doğası hakkında çeşitli hipotezler sunuldu. Örneğin bazı bilim adamları, güneş enerjisi kaynağının, diğerleri, Güneş'in sürekli sıkıştırılmasında bir kaynak aranan meteor yüzeyine sürekli düşmediğine inanıyordu. Potansiyel enerji, böyle bir işlemde, belirli koşullar altında "radyasyona gidin. Aşağıda göreceğimiz gibi, bu kaynak Yıldız evriminin erken bir aşamasında oldukça etkili olabilir, ancak bu süre için güneşin radyasyonunu sağlayamaz.
Nükleer fiziğin başarıları, yüzyılın otuzumuzundaki yıldız-enerji kaynaklarının sorununu çözmeyi mümkün kıldı. Böyle bir kaynak, baskın çok yüksek sıcaklığa sahip yıldızların derinliklerinde meydana gelen termonükleer sentez reaksiyonlarıdır (yaklaşık on milyon derece).
Bu reaksiyonların bir sonucu olarak, hız sıcaklığa bağlı olan, protonlar bir helyum çekirdeğine dönüşür ve muaf tutulan enerji yavaşça "yıldızların alt toprakları aracılığıyla", önemli ölçüde dönüştürülmüş, dünya alanına yayılır. . Bu son derece güçlü bir kaynaktır. Orijinal güneşin sadece termonükleer reaksiyonların bir sonucu olarak hidrojenden oluştuğunu varsayarsak, tamamen helyumda olacağı, daha sonra enerji miktarı yaklaşık 10,52 ERG'ye tahsis edilecektir. Böylece, gözlemlenen düzeyde radyasyonu milyarlarca yıldır korumak için, güneşin "harcanan", ilk hidrojen stokunun% 10'unun üzerinde olmaması yeterlidir.
Şimdi bir yıldızın evriminin bir resmini aşağıdaki gibi sunabiliriz. Bazı nedenlerden dolayı (birçoğu belirtilebilir), yıldızlararası gaz tozlu ortamın bulutu yoğunlaştırılabilir. Oldukça yakında (elbette, astronomik ölçekte!) Bu bulutun küresel gücünden etkilenen nispeten yoğun bir opak gaz topu oluşur. Kesinlikle konuşursak, bu top bir yıldız olarak adlandırılamaz, çünkü merkezi alanlarında sıcaklık termonükleer reaksiyonlara başlamak için sıcaklık yetersizdir. Topun içindeki gaz basıncı, bireysel parçaların cazibesinin güçlerini dengelemiyor, bu yüzden sürekli sıkıştıracak. Bazı astronomlar daha önce bu tür protozonların, küresel olarak adlandırılan çok karanlık kompakt oluşumlar biçiminde ayrı bulutsularda gözlendiğine inanıyorlardı. Bununla birlikte, radyo astronominin başarıları, böyle oldukça saf bir bakış açısını reddetmeye zorladı. Genellikle, bir protokol aynı anda oluşturulmaz, ancak daha az veya çok sayıda grup. Gelecekte, bu gruplar yıldız dernekleri ve kümeleri, tanınmış astronomlar haline gelir. Çok muhtemeldir (bu, etrafındaki yıldız evriminin bu çok erken aşamasında, daha sonra giderek gezegenlere dönüşen daha küçük bir kitle ile oluşturulmuştur.
Protozalin sıkıştırılmasında, sıcaklık bunu arttırır ve serbest bırakılan potansiyel enerjinin önemli bir kısmı çevredeki alana yayılır. Sıkıştırıcı gaz topunun boyutları çok yüksek olduğundan, yüzeyinin biriminden radyasyon önemsiz olacaktır. Yüzey ünitesinden gelen radyasyon akımı dördüncü sıcaklık derecesi (Stephen - Boltzmann's Yasası) ile orantılı olduğundan, yıldızın yüzey katmanlarının sıcaklığı nispeten düşükken, parlaklığı neredeyse sıradan yıldızla aynıdır. aynı kütle. Bu nedenle, "spektrum" diyagramında, bu tür yıldızlar ana dizilimden, yani, ilk kitlelerinin değerlerine bağlı olarak kırmızı devlerin veya kırmızı cücelerin bölgesine girecekler.
Gelecekte, protokol küçülmeye devam ediyor. Çanları daha küçük hale geliyor ve yüzey sıcaklığı, spektrumun giderek daha erken hale geldiği bir sonucu büyür. Böylece, "spektrum - aydınlatma bilimi" diyagramı boyunca hareket eden protokol, ana sıraya oldukça hızlı bir şekilde "oturur". Bu süre zarfında, Yıldız Subsoil'in sıcaklığı zaten için yeterlidir, böylece termonükleer reaksiyonlar orada başlamıştır. Aynı zamanda, gelecekteki yıldızın içindeki gaz basıncı çekiciliği dengeler ve gaz topun sıkıştırmayı durdurur. Protokol bir yıldız haline gelir.

Esas olarak gazlı hidrojen ve tozdan oluşan muhteşem sütunlar, Kartal Bulutsusu'nun içindeki yenidoğan yıldızlara yol açar.

Fotoğraf: NASA, ESA, STCI, J Hester ve P Scowen (Arizon State University)

1.3 Yıldızın Evrimi
Evriminin en eski aşamasını geçmek için, protokimentlerin nispeten az bir zamana ihtiyacı var. Örneğin, Protoconstar'ın kütlesi daha çok güneş, daha az - birkaç yüz milyon yılsa, sadece birkaç milyon yıla ihtiyacınız var. Protost Treninin evrimi zamanı nispeten küçük olduğundan, bu yıldız gelişiminin çok erken aşaması zor bulur. Yine de böyle bir sahnedeki yıldızlar gözlenir. Genellikle koyu bulutsulara batırılmış çok ilginç yıldızlar tip T toretleri demek istiyoruz.
5966'da, tamamen beklenmedik bir şekilde, evrimlerinin ilk aşamalarında protozonları gözlemleme fırsatı ortaya çıkardı. Veliko, radyo gökbilimcilerin sürpriziydi, 18 cm'lik bir dalga üzerinde, uygun bir radyo istasyonu, parlak, son derece kompakt (yani küçük açısal boyutlar) kaynakları keşfedildi. İlk defa bu kadar parlak radarın hidroksil molekülüne ait olabileceğine bile inanmayı reddettiği kadar beklenmiyordu. Bir hipotez, bu çizgilerin "uygun" adı "Misterium" tarafından verilen bazı bilinmeyen maddelere ait olduğu ifade edildi. Bununla birlikte, Misterium çok yakında optik "kardeşler" - "bulutsu" ve "KONNOYE" olan kaderi bölünmüş. Gerçek şu ki, çok yılların parlak bir bulutsu hattı olduğu ve güneş kralı, bilinen herhangi bir spektral çizgilerle tanımlanamayacaktı. Bu nedenle, bazı, dünyada bilinmeyen, varsayımsal unsurlar - "Bulutsia" ve "Koronia" na atfedildiler. 1939-1941'de "Taç" gizemli çizgilerinin tekrar tekrar İyonize demir, nikel ve kalsiyum atomlarına ait olduğunu ikna edici bir şekilde göstermiştir.
"Tartış" "Buluteri" ve "Taç" için on yıllar zorunlu hale gelirse, keşfedildikten birkaç hafta sonra misilyum çizgilerinin sıradan hidroksil olduğuna, ancak sadece olağandışı koşullarda olduğu anlaşılmaktadır.
Böylece, miseryum kaynakları, uzunluğu 18 cm olan hidroksil çizgisinin dalga boyunda çalışan dev, doğal kozmik Mars'dır. Maasers (ve optik ve kızılötesi frekanslarda - lazerler) Hat elde edilir ve bunun spektral genişliği küçüktür. Bilindiği gibi, bu etki nedeniyle radyasyondaki radyasyondaki artış, radyasyonun dağıldığı ortam, herhangi bir şekilde "aktif" olarak dağıtıldığında mümkündür. Bu, bazı "üçüncü taraf" enerji kaynağının (sözde "" "pompa" olarak adlandırılan), başlangıç \u200b\u200b(üst) seviyesindeki atom veya moleküllerin konsantrasyonunu anormal derecede yüksek hale getirir. Kalıcı "pompalama" olmadan, bir lazer veya lazer imkansızdır. Yiyeceklerin nihayetinde çözüldüğü zaman "pompalama" mekanizmasının "pompalamasının" doğası sorunu. Bununla birlikte, büyük olasılıkla "pompalama" oldukça güçlü kızılötesi radyasyondur. Bir başka olası "pompalama" mekanizması bazı kimyasal reaksiyonlar olabilir.
Bu masonların pompa mekanizması hala tamamen açık değildir, 18 cm'lik bir hattın Moman Mekanizmesi'ni yayan bulutlarda fiziksel koşullar hakkında zor bir fikir edinmek mümkündür. Her şeyden önce, bu bulutların ortaya çıktığı ortaya çıktı. Oldukça yoğundur: Kübik santimetrede 10,8 -10 9 partikül Exple'ında aşırı bir aşırıdur ve bunların moleküllerinin bir kısmını önemli (ve büyük olabilir). Sıcaklık iki bin dereceden daha yüksek, büyük olasılıkla yaklaşık 1000 derecedir. Bu özellikler, yıldızların en yoğun bulutlarının bile özelliklerinden farklıdır. Bulutların nispeten küçük boyutu göz önüne alındığında, istemsizce, yıldızların genişletilmiş, oldukça soğuk atmosferini anımsatan oldukları sonucuna vardık. Bu bulutların, kesintisiz ortamdan gelen yoğuşmalarının hemen arkasındaki protost treninin gelişiminin erken bir aşamasının dışında hiçbir şey olmadığı için çok benzer. Bu ifadenin lehine (bu kitabın yazarı 1966'da geri döndü) diğer gerçekleri söylüyorlar. Kozmik maaşların gözlendiği bulutsularda, genç sıcak yıldızlar görünür. Sonuç olarak, son zamanlarda sona erdi ve büyük olasılıkla, mevcuttu, yıldız oluşumu süreci devam ediyor. Belki de en meraklı şey, radyo astronomi gözlemleri gösterdiği gibi, bu türün kozmik maresları olduğu gibi, küçük, çok yoğun iyonize hidrojen bulutlarında "daldırılmış". Bu bulutlarda, optik menzilde onları gözlemlenemeyen birçok kozmik toz vardır. Bu "kozalar", içinde bulunan genç, sıcak bir yıldız tarafından iyonize edilir. Yıldız oluşum süreçlerinin çalışmasında, kızılötesi astronomi çok faydalı oldu. Sonuçta, kızılötesi ışınlar için, ışığın yıldızların yüce emilimi o kadar esastır.
Artık aşağıdaki resmi sunabiliriz: Yoğunlaştırması ile yoğuşması sayesinde, yoğuşması sayesinde yoğuşması ile, protosterlere dönüşen farklı kütlelerin birkaç pıhtısı oluşturulur. Evrim hızı farklıdır: Daha büyük pıhtılaşma için daha fazlası olacaktır. Bu nedenle, en büyük pıhtı, sıcak yıldıza sıcak bir yıldıza dönüşürken, gerisi, protosal aşamada uzun süre az ya da çok ertelenir. Onları, kokun hidrojeninin debriyajında \u200b\u200byoğun olmayan "yenidoğan" sıcak yıldızın yakınında, "yenidoğan" sıcak yıldızın yakınında laser radyasyonun kaynakları olarak gözlemliyoruz. Tabii ki, bu kaba şema rafine olmaya devam edecek ve elbette, önemli değişiklikler yapılacak. Ancak gerçek şu ki: Beklenmedik bir şekilde, bazı zamanların (en muhtemel - nispeten kısa) yenidoğan protokonlarının, mecazi olarak ifade edilmesi, mecazi olarak ifade eden, kuantum radyofiziğinin en son yöntemlerini (yani MARSER) kullanarak ortaya çıkıyorlar.
Ana sekansta bir kez ve yanmaktan vazgeçtiğinizde, yıldız "spektrum" diyagramındaki konumunu değiştirmeden neredeyse yayılır. Radyasyonu, merkezi bölgelere giren termonükleer reaksiyonlar ile korunur. Böylece, ana sekans, yıldızın (kütlesine bağlı olarak), termonükleer reaksiyonlar nedeniyle yayılmaya uzun ve dayanıklı "spektrum parlaklık" diyagramındaki geometrik konum olduğu gibi olduğu gibidir. Yıldızın ana sıradaki konumu kütlesi tarafından belirlenir. "Spektrum" diyagramındaki denge yayan yıldızın konumunu belirleyen başka bir parametre olduğu belirtilmelidir. Bu parametre, yıldızın ilk kimyasal bileşimidir. Ağır elemanların göreceli içeriği azalırsa, aşağıdaki diyagramda "düşüyor". Bu durum, bir Subcarlikov dizisinin varlığının açıklandığıdır. Yukarıda belirtildiği gibi, bu yıldızlardan gelen ağır elementlerin göreceli içeriği, ana dizinin yıldızlarından on kat daha azdır.
Ana sıradaki yıldız kalması, ilk kütlesi ile belirlenir. Kütle büyükse, yıldızın radyasyonu büyük bir güce sahiptir ve daha hızlı bir şekilde hidrojen "yakıtının" rezervlerini tüketir. Örneğin, ana sekansın, birkaç düzine süre boyunca güneşin aşan bir kitleye sahip olan yıldızlar (bunlar, spektral sınıfın sıcak mavi devleridir), bu sırayla sadece birkaç milyon yıl boyunca yayılabilmek istikrarlı olabilir. Güneşe yakın bir kitleli yıldızlar, 10-15 milyar yıllık ana dizidedir.
Hidrojenin (yani Thermonuclear reaksiyonlar sırasında heliyale çevirerek) "tükenmişlik", yalnızca yıldızların merkezi alanlarında meydana gelir. Bu, yıldız maddenin sadece nükleer reaksiyonların geldiği yıldızların merkezi bölgelerinde karıştırılmasıyla, dış fil, göreceli hidrojen içeriğini değişmeden korur. Yıldızın merkezi alanlarındaki hidrojen miktarı sınırlı olduğundan, er ya da geç (yıldızın kütlesine bağlı olarak) neredeyse bütün "yanık". Hesaplamalar, nükleer reaksiyonların geldiği, nükleer reaksiyonların geldiğini, yavaş yavaş azaldığını, yıldız yavaş yavaş azaldığını gösterirken, yıldız yavaş yavaş "spektrum - ışıklandırma" diyagramında hareket eder. Bu işlem nispeten büyük yıldızlardan önemli ölçüde daha hızlı gerçekleşir.
Core'sunda tüm (veya neredeyse tümü) hidrojen "yanacak" ne zaman yıldıza ne olur? Yıldızın merkezi alanlarındaki enerjinin serbest bırakılması sonlandırıldığından, sıcaklık ve basınç, basınçlı bir yıldızın dayanıklılığını gidermek için gerekli olan seviyede orada tutulmaz. Star çekirdeği küçülmeye başlayacak ve bu da yükselecek. Daha ağır elementlerin küçük bir karışımıyla helyumdan (hidrojen döndüren) oluşan çok yoğun bir sıcak alan oluşturulur. Böyle bir durumda gaz "dejenere" denir. Çok sayıda ilginç mülke sahiptir. Bu yoğun sıcak alanda nükleer reaksiyonlar gerçekleşmeyecek, ancak çekirdeğin çevresinde, nispeten ince bir katmanda yoğun bir şekilde akacaklardır. Yıldız, olduğu gibi, "şişiyor" ve kırmızı dizi alanında hareket eden ana sekanstan "gitmeye" başlayacak. Ayrıca, daha küçük bir ağır element içeriğine sahip devlerin yıldızlarının aynı boyutlarda daha yüksek parlaklığa sahip olacağı ortaya çıktı.

Güneş örneğinde G Yıldız sınıfının evrimi:

1.4 yıldızın sonu
Merkez bölgelerdeki "helyum-karbon" reaksiyonu kendisini bitirdiğinde, aynı zamanda sıcak sıkı çekirdeği çevreleyen ince bir tabakadaki hidrojen reaksiyonunun olduğu gibi yıldızlara ne olur? Kırmızı devin aşamasından sonra hangi evrim aşaması gelecek?

Beyaz cüceler

Bu gözlemlerin ve bir dizi teorik hususun birleşimi, kütlesinin bu aşamasında, kütlesinin 1.2 kütlesinden az olan, kütlelerinin dış kabuğunu oluşturan önemli bir kısmı olduğunu göstermektedir. , "Sıfırla". Böyle bir sürecin "planet berebüleyibinin" oluşumu gibi gözlemliyor gibi görünüyor. Yıldız, nispeten düşük bir hızdan ayrıldıktan sonra, dış kabuk, iç, çok sıcak katmanlarını "ihraç etmek". Aynı zamanda, ayrılan kabuk, yıldızdan uzak ve daha uzağa genişleyecektir.
Güçlü Ultraviyole Yıldız Radyasyonu - Planet Bulutsusu'nun çekirdeği - kabuğundaki atomları iyin edecek, parıltılarını heyecanlandırıyor. Birkaç on binlerce yıl sonra, Shell, sadece küçük bir çok sıcak yoğun yıldız kalacak. Yavaş yavaş, oldukça yavaş soğutma, beyaz bir cüceye dönüşecek.
Böylece, beyaz cüceler olduğu gibi, "Yıldızların içinde" olgunlaşırken - kırmızı devler - ve dev yıldızların dış katmanlarını ayırdıktan sonra "ışıkta ortaya çıkar". Diğer durumlarda, dış katmanların deşarjı gezegen nebulağının oluşumu ile gerçekleşmeyebilir, ancak atomların kademeli olarak sona ermesiyle oluşamaz. Her neyse, tüm hidrojen "yanmış" ve nükleer reaksiyonların durdurulduğu beyaz cüceler, görünüşe göre, çoğu yıldızın evriminin son aşamasıdır. Buradan mantıksal sonuç, yıldızların ve beyaz cücelerin evriminin en geç aşamaları arasındaki genetik ilişkinin tanınmasıdır.

Karbon atmosferi ile beyaz cüceler

Constellation Kova'da yeryüzünden 500 ışıkyılı bir mesafede, güneşin türünün bir ölen yıldızı var. Son birkaç bin yılda, bu yıldız salyangoz nebula'ya yol açtı - iyi çalışılmış yakın planet Bulutsusu. Gezegen Nebula, bu türdeki yıldızlar için olağan son evrim aşamasıdır. Bulutsusu'nun bu görüntüde, kızılötesi kozmik gözlemevi tarafından yapılan salyangoz, esas olarak moleküler hidrojenin genişleyen kabukları üzerindeki radyasyonun gösterilmektedir. Genellikle bu tür birleşmenin bulunduğu toz, kızılötesi aralığında yoğun olarak yayılmalıdır. Ancak, bu Bulutsu'da yok gibi görünüyor. Sebep, Orta Yıldız - Beyaz Cüce bulunabilir. Bu küçük, ancak çok sıcak yıldız, kısa dalgalı bir ultraviyole aralığında enerjiyi yayar ve bu nedenle kızılötesi görüntüde görünmez. Astronomlar zamanla, bu yoğun ultraviyole radyasyonun tozu tahrip edebileceğine inanıyor. Güneşin ayrıca 5 milyar yılda gezegen nebulasının aşamasını geçmesi bekleniyor.

İlk bakışta, salyangozun (veya NGC 7293) Bulutsu'nun basit bir şekli vardır. OD-Nao, şu anda, güneşten kaynaklanan yıldızın yarattığı, hayatının sonuna yaklaşan bu iyi çalışılan planet Bulutsusu'nun inanılmaz karmaşık bir yapıya sahip olduğunu açıkladı. Geniş ilmekleri ve benzinli demet kuyrukları, Hubble uzay teleskopu tarafından elde edilen görüntüler üzerinde incelenmiştir. Bununla birlikte, salyangoz netbulunun bu net görüntüsü, bir oda ve bir oda ve bir dizi geniş bant ve dar bantlı filtrelerle donatılmış, sadece 16 inç (40.6 cm) lens çapı olan bir teleskopta elde edildi. Renk Kompozit Görüntüsünde, Blue-Green Radyal şeritler veya iğneler, uzunluk ~ 1 ışık yılı da dahil olmak üzere yapının ayrıntılarını görebilirsiniz; bu da Nebula'yı bisiklet kozmik bir tekerleği gibi yapar. Görünüşe göre konuşmacıların varlığı, salyangozun Bulutsusu'nun, gezegen nebula tarafından korunan eski olduğunu gösteriyor. Bulutsusu, Kova takımyıldızında dünyadan sadece 700 ışıkyılı bir mesafede yer almaktadır.

Kara cüceler

Yavaş yavaş soğutma, daha az ve daha az yayılır, görünmez "siyah" cücelere dönüşür. Bunlar ölü, çok büyük yoğunluklu soğuk yıldızlar, milyonlarca kat daha yoğun su. Boyutları, kütleler güneşle karşılaştırılabilir olmasına rağmen, dünyanın boyutlarından daha azdır. Beyaz cücelerin soğutma işlemi yüzlerce milyon yıl sürer. Öyleyse varlığını en çok yıldızlara sokun. Bununla birlikte, nispeten büyük yıldızların ömrünün finali önemli, daha dramatik olabilir.

Nötron yıldızları

Küçülen yıldızın kütlesi, güneş kütlesinin kütlesini 1,4 kattan fazla bir şekilde aşarsa, o zaman böyle bir yıldız, beyaz cüce sahnesine ulaşırken durmaz. Bu durumda yerçekimi kuvvetleri, elektronların atomik çekirdeğe bastırılması çok yüksektir. Sonuç olarak, izotoplar herhangi bir aralık olmadan birbirlerine uçabilen nötronlara dönüşür. Nötron yıldızlarının yoğunluğu, beyaz cücelerin yoğunluğundan bile üstündür; Ancak, malzemenin kütlesi 3 güneş kütlesi geçmezse, elektronlar gibi nötronlar, daha fazla sıkıştırmayı önleyebilir. Tipik bir nötron yıldızı, çapı sadece 10 ila 15 km arasında olup, maddesinin bir kübik santimetre yaklaşık bir milyar ton ağırlığındadır. Uygunsuz derecede büyük yoğunluğa ek olarak, nötron yıldızları, bu kadar küçük boyutlara rağmen, keşfedilmelerini sağlayan iki özel özelliklere sahiptir: bu hızlı bir dönüş ve güçlü bir manyetik alandır. Genel olarak, tüm yıldızlar döndürür, ancak yıldız sıkıştırıldığında, hızı arttıkça, sadece bir şekil patenci, kollarını bastırdığında çok daha hızlı döndüğü için. Nötron yıldızı saniyede birkaç devir yapar. Bununla birlikte, son derece hızlı döndürme, nötron yıldızları, milyonlarca katı, dünyadan milyonlarca daha güçlü bir manyetik alana sahiptir.

Hubble uzayda tek bir nötron yıldızı gördü.

Nazik

İlk pulsarlar 1968'de açıldı, radyo astronomerleri bize dört galaksi noktasından giden düzenli sinyalleri keşfetti. Bilim adamları bazı doğal nesnelerin, bu kadar doğru ve hızlı ritimde radyo darbeleri yayabileceği gerçeğinden hayran kaldılar. İlk başta, astronom, galaksinin derinliklerinde yaşayan bazı düşünce yaratıklarının katılımını şüpheliler. Ancak yakında doğal bir açıklama bulundu. Nötron yıldızının güçlü bir manyetik alanında, helezin üzerinde hareket eden elektronlar, bir spot ışını olarak dar bir kiriş tarafından yayılan radyo dalgaları üretir. Yıldız hızla döner ve radar, deniz feneri gibi gözlemimizin çizgisini keser. Bazı pulsarlar sadece radyo dalgaları değil, aynı zamanda ışık, röntgen ve gama ışınları yayar. En yavaş pulsarların yaklaşık dört saniye dönemi ve en hızlı - saniyenin en hızlı - en hızlı. Bu nötron yıldızlarının dönüşü bir nedenden dolayı daha da hızlandırıldı; Çift sistemlere dahil edilebilirler.
Taslak dağıtılmış hesaplama sayesinde [E-posta Korumalı] 2012 için 63 pulsar bulundu.

Karanlık pulsar

Süpernova

Kitleleri 1.4 güneşe ulaşmayan yıldızlar, sessizce ve sakin. Daha büyük yıldızlara ne olur? Nötron yıldızları ve kara delikler nasıl ortaya çıkıyor? Büyük bir yıldızın ömrünü sonlandıran felaket bir patlama gerçekten etkileyici bir olaydır. Bu yıldızlardaki en güçlü doğal fenomendir. Bir dakika, güneşimizi 10 milyar yıldır boşaltmaktan daha fazla enerji verilir. Bir ölen yıldızı tarafından gönderilen ışık akışı, bir galaxy'ye eşdeğerdir ve sonuçta, görünür ışık sadece küçük bir enerji payıdır. Patlayan yıldızın kalıntıları, saniyede 20.000 km'ye kadar hızlarla uçuyor.
Bu büyük yıldız patlamaları Supernova denir. Supernovae oldukça nadir bir fenomendir. Her yıl ve diğer galaksiler, 20 ila 30 süpernova, temel olarak sistematik bir arama sonucu olarak tespit edilir. Bir yüzyılda, her galakside, bir ila dört arasında olabilirler. Bununla birlikte, kendi Supernova galaksimizde, 1604'ten gözlenmemişlerdir. Belki de olsaydı, ancak Samanyolu'ndaki büyük miktarda toz nedeniyle görünmez kaldılar.

Bir süpernova patlaması.

Kara delikler

Üçten fazla güneşten çok olan bir yıldızdan ve yarıçapı 8.85 kilometrelikten daha fazladır, ışık artık uzaya giremez. Yüzeyden oyulmuş ışın, yerçekimi alanında, yüzeye geri dönen çok fazla kavislidir. Quanta ışık
vb.................

Yıldızların parlaklığı, görünür yıldız büyüklüğü m oranları ile ilişkili olan mutlak yıldız büyüklüğü ile hesaplanır.

M \u003d M + 5 + 51Gπ (116)

M \u003d M + 5 - 51GR, (117)

π, bir yıllık bir paralaks yıldızı, ARC (") ve R - Yıldızların Parrseca'daki (PS) 'nın uzaklığı olduğunu belirtti. Formüller (116) ve (117) mutlak yıldız değeri A ait Görünür yıldız değeri m, yani aynı zihnin, yani görsel μ v, fotografik M pg, fotovoltaik (M V, M veya M V), vb. Özellikle, tam radyasyonu karakterize eden mutlak bolometrik yıldız olabilir.

M B \u003d M V + B (118)

ve ayrıca Chesky Star'ın görünür bolometrisine göre hesaplanabilir.

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

b'nin spektral sınıfına ve Yıldız parlaklığının sınıfına bağlı olarak Bolometrik bir düzeltmedir.

L yıldızlarının parlaklığı, birim başına kabul edilen güneşin parlaklığında ifade edilir (l \u003d 1) ve sonra

lg l \u003d 0.4 (m - M), (120)

m, mutlak yıldız boyutu: Visual m v \u003d +4 m, 79; fotografik M pg - \u003d + 5m, 36; Fotoelektrik sarı μ ν \u003d +4 m 77; Fotoelektrik Mavi M B \u003d 5 m, 40; Bolometrik M B \u003d +4 m, 73. Bu stellar değerleri bu bölümün görevlerini çözerken kullanılmalıdır.

Formül (120) tarafından hesaplanan yıldızın parlaklığı, yıldızın ve güneşin mutlak yıldız büyüklüğünün türüne karşılık gelir.

Stephen Boltzmann Hukuku

sadece açısal çapların bilindiği yıldızların etkili sıcaklığını belirlemek için başvurunuz. Ε, yıldızdan veya güneşin normal boyunca düşen enerji miktarı ise, 1 cm2'lik bir 1 cm 2'nin 1 cm2'sinin 1 cm2'sinde, daha sonra ARC (") durumunda ifade edilen bir açısal çapa sahip olan , sıcaklık

(121)

burada σ \u003d 1.354 · 10 -12 cal / (cm 2 · · Hail 4) \u003d 5.70 · 10 -5 erg / (cm2 · · Hail 4) ve E Enerji miktarının enerjinin miktarına bağlı olarak seçilir. , Formül (111) 'dan, yıldızın ve güneşin bolağrist yıldızı büyüklükteki ve güneşin güneş sabiti ile karşılaştırılarak, güneş sabiti ile karşılaştırılarak (CM2 · Min) farkına göre.

Güneşin ve yıldızların renk sıcaklığı, enerjinin dağılımının bilindiği spektrumda, şarap hukuku tarafından bulunabilir.

Τ \u003d k / λ m, (122)

λ m, en fazla enerjiye karşılık gelen dalga boyudur ve K, λ ölçüm birimlerine bağlı olarak sabittir. CM K \u003d 0.2898 cm cinsinden λ ölçülürken · Hail ve angstromlarda λ ölçülürken (Å) k \u003d 2898 · 10 4 Å · derece.

Yeterli bir hassasiyetle, yıldızların renk sıcaklıkları, renk göstergelerine göre hesaplanır C ve (B-V)

(123)

(124)

Μ yıldızların kütleleri genellikle güneşin kütlelerinde (μ \u003d 1) eksprese edilir ve üçüncü genelleştirilmiş kapların yasalarına göre (bilinen bir paralaks π) için (bilinen bir paralaks π) için güvenli bir şekilde belirlenir: kütle bileşenlerinin miktarı çift \u200b\u200byıldız

Μ 1 + m2 \u003d a 3 / p 2, (125)

ρ, yıllarca ifade edilen, ana yıldızın (veya her iki yıldızın etrafındaki yıldızların etrafındaki yıldızların) etrafındaki yıldız uydusunun dolaşımı dönemidir ve A Yıldız uydusunun yörüngesinin büyük bir yarı aksıdır. astronomik birimler (AE).

Değer bir arada. e. İkinci ARC saniyedeki gözlemlerden elde edilen büyük yarı eksenli a ve pararallax π açısal değeri üzerinde hesaplanır:

a \u003d A "/ π (126)

Mesafelerin oranı 1 ve bir çift yıldızın 2 bileşeni, ortak kütle merkezlerinden, daha sonra eşitlik

M 1 / m2 \u003d A 2 / A 1 (127)

her bir bileşenin kütlesini ayrı ayrı hesaplamanızı sağlar.

Doğrusal Radii R, her zaman güneşin (R \u003d 1) yarıçapında her zaman ifade edilir ve bilinen açısal çaplar δ (ikinci yayda)

(128)

lGΔ \u003d 5,444 - 0.2 m B -2 LG T (129)

Doğrusal Yıldız Yarıçapı ayrıca formüllerle hesaplanır.

lGR \u003d 8,473-0.20M B -2 LGT (130)

lGR \u003d 0.82C-0.20M V + 0.51 (131)

ve lGR \u003d 0.72 (B - V) - 0.20 m V + 0.51, (132)

hangi t - yıldızın sıcaklığı (kesinlikle konuşursak, etkili, ancak bilinmiyorsa, renk).

Yıldızların hacimlerinin her zaman güneşin hacminde ifade edildiğinden, daha sonra R3 ile orantılıdırlar ve bu nedenle yıldız maddenin ortalama yoğunluğu (yıldızların ortalama yoğunluğu)

(133)

ρ'nın güneş maddenin hızlı bir yoğunluğu olduğu yer.

Ρ \u003d 1'de, yıldızın ortalama yoğunluğu güneş maddenin yoğunluklarında elde edilir; G / cm3'te ρ hesaplamanız gerekiyorsa, ρ \u003d 1.41 g / cm3 alınmalıdır.

Yıldız veya güneş radyasyon gücü

(134)

ve radyasyon yoluyla aylık kilo kaybı Einstein formülü tarafından belirlenir.

(135)

burada C \u003d 3 · 10 10 cm / s, ışık hızıdır, Δμ - saniyede gram olarak ifade edilir ve ε 0 - saniyede Erghah'ta.

Örnek 1.Açısal çapı 0 ", 0035, bir yıllık pararallax 0", 123 ve bolometrik bir parlaklık - 0 m, 54'tür. Güneşin bolometrik yıldız değeri -26 m, 84'tür ve güneş sabiti 2 Kal / (cm 2 · dakikadır) yakındır.

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

Güneş, m b \u003d - 26m, 84, e \u003d 2 cal / (cm 2 · min) \u003d 1/30 cal / (cm 2 · s); Kalıcı Σ \u003d 1.354 x 10 -12 CAL / (CM 2 · · Hail 4).

Karar. Güneş sabitine benzer bir yıldızın toprak yüzeyinin birim alanı başına normal olarak düşen formül (111) ile hesaplanır:

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,

nerede e / e \u003d 3.02 · 10 -11,

veya Ε \u003d 3.02 · 10 -11 · 1/30 \u003d 1.007 · 10 -12 cal / (cm2 · c).

(121) göre, etkili yıldız sıcaklığı

Formüle göre (128), yarıçap

Örnek 2.Sirius yıldızının (büyük bir PSA) fiziksel özelliklerini (büyük bir PSA) ve uydusunu aşağıdaki gözlem verilerine göre bulun: Sirius'un görünür sarı yıldızlı değeri -1 m, 46, ana renk göstergesi 0 m, 00 ve yıldızdır. Satellite, sırasıyla +8 m, 50 ve +0 m, 15; Pararallax Star, 0 ", 375; uydu, büyük bir yarım eksen 7", 60'lı bir açısal değeri olan yörüngede 50 yıllık bir süre ile Sirius'u döner. 2.3: 1'dir. Sarı ışınlardaki mutlak yıldız büyüklüğü +4 m, 77'ye eşit.

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

uydu, v 2 \u003d +8 m, 50, (b - v) 2 \u003d +0 m, 15, p \u003d 50 yıl, A "\u003d 7", 60; 2 / A 1 \u003d 2.3: 1; n \u003d 0 ", 375.

Sun, m v \u003d +4 m, 77.

Karar. Formül (116) ve (120) göre, Sirius'un mutlak yıldız değeri

M V1 \u003d V 1 + 5 + 5 lps \u003d -1 m, 46 + 5 + 5 lg 0.375 \u003d +1 m, 41 ve parlaklığının logaritması

parlaklık L 1 \u003d 22.

Formül (124), Sirius sıcaklığı ile

formül (132) ile

ve sonra Sirius R1 \u003d 1.7'nin yarıçapı ve hacmi R1 \u003d 1.7 3 \u003d 4.91 (güneş hacmi).

Aynı formüller Sirium uydusu için verilmiştir: M v2 \u003d +11 m, 37; L 2 \u003d 2.3 · 10 -3; T 2 \u003d 9100 °; R 2 \u003d 0.022; R 2 3 \u003d 10.6 · 10 -6.

Formül (126) tarafından, uydu yörüngesinin büyük bir kısmı

(125) göre (125) her iki yıldızın kitlelerinin toplamı

ve (127) göre kütle oranı

eklem bir denklem çözeltisi (125) ve (127) bir sirium μ1 \u003d 2.3 kütlesi ve uydu m2 \u003d 1.0 kütlesi vardır.

Ortalama yıldız yoğunluğu, formül (133) tarafından hesaplanır: Sirius

ve onun arkadaşı

Bulunan özelliklere göre - yarıçap, parlaklık ve yoğunluk - Sirius'un ana sekansın yıldızlarına ait olduğu görülebilir ve uydusu beyaz cücelerdir.

Görev 284.Yıldızların görsel parlaklığını, görsel parlaklık ve bir yıllık pararalsızlığın parantez içinde belirtilmiştir: a kartal (0m, 89 ve 0 ", 198), α küçük ayı (2M, 14 ve 0", 005) ve ε Hint (4m, 73 ve 0 ", 285).

Görev 285.Görsel parıldayan yıldızların fotoğraf parlaklığını bulun, her zamanki renk göstergesi ve güneşten gelen mesafenin parantez içinde gösterilir: β İkizler (LM, 21, 1M, 25 ve 10.75 PS); η aslan (3M, 58, + 0m, 00 ve 500 ps); Karttein Yıldızı (8m, 85, + 1m, 30 ve 3.98 PS). Güneşin yıldız değeri Görev 275'te belirtilmiştir.

Görev 286.Bir önceki görevin görsel parlaklığının kaç kez fotoğraf parlaklıklarını aşıyor?

Görev 287.Capella'nın (ve kolaylık) görsel parlaklığı 0m, 21'dir ve uydusu 10m, 0'dır. Bu yıldızların renk göstergeleri sırasıyla + 0M, 82 ve + 1M, 63'e eşittir. Şapelin görsel ve fotografik parlaklığının, uydunun karşılık gelen parlaklığından kaç kez daha büyük olduğunu belirleyin.

Görev 288.Mutlak görsel yıldız yıldız β büyük PSA - 2M, 28. Biri (bir renk göstergesi + 0m, 29) ile (bir renk göstergesi + 0M, 29) 120 kez kesinlikle daha parlak, diğeri (bir renk göstergesi + 0m, 90), 120 kat daha zayıf olanlardan biri olan iki yıldızın görsel ve fotografik parlaklığını bulun. Büyük PSA'nın yıldız β.

Görev 289.Güneş, Rigel (β O Orion), Toliman (ve Centaurus) ve proxim uydusu (en yakın) ise, Dünya'dan aynı mesafedeydi, bu yıldızlardan güneş ile karşılaştırıldığında ne kadar olsun? Rigel 0m, 34, Pararallax 0 ", 003, 0m, 12 ve 0", 751 ve proxy 10m, 68 ve 0 ", 762'de görsel parlaklık. Güneşin yıldız değeri. Güneşin yıldız değeri. Görev 275'te belirtilir.

Görev 290.Sarı ışınlardaki parlaklıkları ve mavi ışınlardaki mutlak bir yıldız büyüklüğü için üç yıldızlı güneşin ve paralaksonların güneşten ve paralaksları bulun.

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

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

3) η, v \u003d 1m, 86, (b-v) \u003d -0m, 19 ve mv \u003d - 5m, 32.

Görev 291.Güneşten hangi mesafeden konuşmacının (ve bakire) yıldızı ve paralaksı nedir, sarı ışınlardaki parlaklığı 720 ise, rengin ana figürü -0m, 23 ve parlaklık Mavi ışınlar 0m, 74?

Görev 292.Mutlak Mavi (ışın içi) Yıldız'ın yıldızının yıldız büyüklüğü (ve hevesli) + 0m, 20, geçen bir yıldız (ve küçük PS) + 3M, 09. Bu yıldızların mavi ışınlardaki kaç kez kesinlikle regülatörün (ve aslanın) yıldızlarını, mutlak sarı (V Ray'ında) ve ana renk göstergesi -0m olanların yıldızlarını kesinlikle daha parlak ya da zayıflar. 11?

Görev 293.Güneşin, Parallax 0 ", 751 olan Star Toliman (ve Centaurus) mesafesinden nasıl görünüyor?

Görev 294.Güneşin regülatörlerinin (bir aslan), antaresa (ve akrep) ve bethelaktları sırasıyla 0 ", 039, 0", 019 ve 0 "olan regülatörlerin (bir aslan), Antaresa'yı (ve akrep) ve bethelgeuse (ve oryon) mesafelerinin görsel ve fotografik parlaması nedir? 005?

Görev 295.Kaç tane bolometrik düzeltme, rengin ana göstergelerinden, yıldızın 20, 10 ve 2 katından büyük, sırasıyla, sırasıyla, sırasıyla, sırasıyla, Sırasıyla, Yıldızın mavi parlaklığından daha büyük olan sarı parlaklıktan daha büyük olan , 2 ve 0,8 kez?

Görev 296.Konuştunun (ve bakire) spektrumundaki maksimum enerji, 1450 Å uzunluğunda (ve kolaylık) -N 4830 Å spektrumunda ve polluk spektrumunda (β İkizler), elektromanyetik bir dalgaya düşer. n 6580 Å. Bu yıldızların çiçek sıcaklığını belirleyin.

Görev 297.Güneş sabiti periyodik olarak 1.93 ila 2,00 KAL / (cm 2 · min) arasında değişir. Güneşin etkin sıcaklığı, görünür çapı 32 "'ye yakındır. Kalıcı Stephen Σ \u003d 1,354 10 -12 Kal / (cm 2 · Hail 4).

Görev 298.Önceki soruna göre, güneş spektrumundaki en fazla enerjiye karşılık gelen dalga boyunun yaklaşık değerini bulun.

Görev 299.Ölçülen açısal çaplardaki yıldızların etkili sıcaklığını belirler ve radyasyona ulaşmak, onlardan parantez içinde belirtilenler:

α aslan (0 ", 0014 ve 3.23 · 10 -11 Kal / (cm 2 · min));

a kartal (0 ", 0030 ve 2.13 · 10-11 kal / (cm 2 · min));

α Orion (0 ", 046 ve 7.70 · 10 -11 cal / (cm 2 · min)).

Görev 300.Görünür bolometrik yıldız büyüklüğü α eri, -1m, 00 ve açısal çap 0 ", 0019, vinç yıldızlarında benzer parametreler + 1M, 00 ve 0", 0010 ve yıldız α Toros + 0M, 06 ve 0 ", 0180. Bu yıldızların sıcaklığını hesaplayın, görünür bolometrik yıldızın -26m, 84'e eşit ve güneş sabiti 2 KAL / (CM2 dak) 'e yakın olan güneş sabitini benimseyin.

Görev 301.Yıldızların sıcaklığını, görsel ve fotografik parıldayan parantez içinde belirtilmiştir: γ Orion (1m, 70 ve 1m, 41); ε Herkül (3M, 92 ve 3M, 92); α persia (1m, 90 ve 2m, 46); β andromeda (2m, 37 ve 3m, 94).

Görev 302.Parantez içinde belirtilen fotovoltaik sarı ve mavi yıldız değerleri üzerindeki yıldızların sıcaklığını hesaplayın: ε büyük PSA (1m, 50 ve 1m, 29); β Orion (0m, 13 ve 0m, 10); α omurga (-0m, 75 ve - 0m, 60); α Kova (2m, 87 ve 3m, 71); α volopaslar (-0m, 05 ve 1m, 18); α balina (2m, 53 ve 4m, 17).

Görev 303.Önceki iki görevin sonuçlarına göre, aynı yıldızların spektrumundaki en fazla enerjiye karşılık gelen dalga boyunu bulun.

Görev 304.Yıldızlar koşuyor (ve lira) pararallax 0 ", 123 ve açısal çapı 0", 0035, Altair (kartal) benzer parametreler 0 ", 198 ve 0", 0030, RIGLEL (β orijinal) - 0 " , 003 ve 0 ", 0027 ve aldebaran (ve Toros) - 0", 048 ve 0 ", 0200. Radii ve bu yıldızların hacimlerini bulun.

Görev 305.Mavi ışınlar 1m, 34, ana renk göstergesi + 0M, 09 ve Pararallax 0 ", 004 için Glitter Deneba (bir Kuğu); Star ε Twins için aynı parametreler 4m, 38, + 1m, 40 ve 0", 009 ve Yıldızlarda Γ Eridan 4m, 54, + 1m, 60 ve 0, 003. Bu yıldızların yarıçapını ve hacimlerini bulun.

Görev 306.Yılanlar ve Barnard Yıldızlarının Star Δ Starlarını Karşılaştırın, sıcaklık, ilk yıldızın 1M, 03 ve Pararallax 0 ", 029'a eşit görünür bir Bolometrik Yıldız değerine sahipse, aynı parametrelerle aynı parametreler 8m ise aynıdır. , 1 ve 0 ", 545.

Görev 307.Doğrusal Yıldızların, Sıcaklık ve Mutlak Bolometrik Yıldız Büyüklüğü'nı Hesaplayın: bilinen: α Balina 3200 ° ve -6M, 75, β aslan 9100 ° ve + 1M, 18 ve ε Hint 4000 ° ve + 6M, 42'de .

Görev 308.Açısal ve doğrusal yıldız çaplarına eşit olan, görünür bolometrik yıldız, sıcaklık ve pararalsız, parantez içinde listelenmiştir: η büyük ayı (-0m, 41, 15500 ° ve 0 ", 004), ε büyük ayı (+ LM, 09, 10 ° C ve 0 ", 008) ve β ejderha (+ 2M, 36, 5200 ° ve 0", 009)?

Görev 309.İki yıldız yaklaşık olarak aynı sıcaklık ise, RADII 20, 100 ve 500 kez farklılık gösterir, ardından bolometrik parlaklıklarının kaç kez farklılık gösterir?

Görev 310.STAR α Kova (Spektral Subclass G2IB) yarıçapının kaç kez, görsel görsel yıldız değeri 3M, 19, bolometrik düzeltme -0m, 42 ve pararallax 0 ise, güneşin (spektral alt sınıf G2V) yarıçapını aşıyor. ", 003, her iki parlamanın sıcaklığı yaklaşık aynıdır ve güneşin mutlak bolometrik yıldız boyutu + 4M'ye eşittir, 73?

Görev 311.Güneşin 32 "açısal çapı olduğunda, görünür görsel yıldız değeri -26M, 78 ve 5800 ° etkili sıcaklık olması durumunda, Güneş'in ait olduğu G2V spektral alt sınıfının yıldızları için bolometrik düzeltmeyi hesaplayın.

Görev 312.B0IA'nın spektral alt sınıfının yıldızları için yaklaşık değerini bulmak için, yıldız ε Orion, eğer açısal çapı 0 ", 0007, görünür. Görsel yıldız değeri 1m, 75 ve maksimum ise Spektrumundaki enerjinin 1094 Å dalga boyuna düşüyor.

Görev 313.İkizlerin β'sinin ağırlığı yaklaşık 3,7 ise, 985'teki yarıçapı ve ortalama yıldızların ortalama yoğunluğunu hesaplayın, aslanın kütlesi 4.0'a ve Karttein Yıldızlarının kütlesi 0.5.

Görev 314.Kutup yıldızının 2m, 14, olağan rengi Şekil + 0M, 57, pararallax 0 ", 005 ve kütlenin görsel parlaklığı 10'a eşittir. Star Fomalgaut (ve Güney Balık) 1m, 29, + için aynı parametrelere eşittir. 0m, 11, 0 ", 144 ve 2.5 ve yıldızlar 12m, 3, + 0m, 50, 0", 236 ve 1.1. Parlaklığı, yarıçapı ve her yıldızın ortalama yoğunluğunu belirler ve konumunu belirtin. Herzshprung - resel diyagramı.

Görev 315.Paralaks 0 ", 010, uydu devresi süresi 15 yıl ve büyük yarı eksenli orbit 0", 21'in açısal boyutları olan çift yıldız ε Hydra'nın kütle bileşenlerinin toplamını bulun.

Görev 316.0 ", 031, uydu 44.7 yılı dolaşımının ve orbit 0", 63'ün büyük yarı ekseninin açısal boyutlarını 0 ", 031, çift yıldız α büyük ayıcının, pararallax'in toplu bileşenlerinin toplamını bulun.

Görev 317.Aşağıdaki verilere göre çift yıldızın bileşenlerinin kütlelerini hesaplayın:

Görev 318.Önceki görevin ana yıldızları için yarıçapı, hacmi ve orta yoğunluğu hesaplayın. Görünür sarı yıldız değeri ve bu yıldızların ana renk göstergesi: α 0m, 08 ve + 0m, 80, α 2m, 00 ve + 0m, 04 ve ξ, büyük bir ayı, 5m, 79 ve + 0m, 59.

Görev 319.Görev 299'da belirtilen güneş ve yıldızlar için, ikinci, gün ve yılda radyasyon ve kütle kaybının gücünü bulun. Bu yıldızların paralaksları aşağıdaki gibidir: Α Lion 0 ", 039, α kartal 0", 198 ve α Orion 0 ", 005.

Görev 320.Önceki sorunun sonuçlarına göre, güneşin radyasyonunun ve aynı yıldızların radyasyonunun ve aynı yıldızların gözlenen yoğunluğunun süresini hesaplayın, modern kitlesinin yarısının yarısının (güneş kitlelerinde) Aslanın α, 0,5, α kartal 2.0 ve α α oryon 15'indedir. Kütle 2 · 10 33'e eşit

Görev 321.Çifte yıldızın (ve küçük PSA'nın) bileşenlerinin fiziksel özelliklerini belirler ve gözlemler biliniyorsa, herzshprung-ressel diyagramındaki konumlarını belirtmektedir: Şanzımanın görsel paraşması 0m, 48, normal renk şekil + 0M'dir. , 40, görünür bolometrik yıldız 0m, 43, açısal çap 0 ", 0057 ve pararallax 0", 288; Şanzımanın uydusunun 10m, 81, olağan renk göstergesi + 0m, 26, 26, ana yıldızın etrafındaki temyiz dönemi - görülebilir büyük yarım eksenli 4 ", 55; her ikisinin mesafelerinin oranı; Yıldız onların ortak kütle merkezlerinden 19: 7'ye eşit.

Görev 322.Çift Yıldız α Centerution için önceki görevi çözün. Ana Yıldız'da, bir fotoelektrik sarı yıldız değeri 0m, 33, ana renginin + 0M, 63, görünür bolometrik stellar değeri 0m, 28; Uydu, 1m, 70, + 1m, 00 ve 1m, 12, 12, 80.1 yılın dolaşım süresi, 17 ", 6; pararallax yıldızı 0", 751 ve Bileşenlerin mesafelerinin toplam kütle merkezlerinden 10: dokuza eşit oranı.

Cevaplar - Güneşin ve yıldızların fiziksel doğası

Katlar ve Değişken Yıldızlar

Birden çok yıldızın parlaklığı ε, tüm bileşenlerinin parlatıcısı miktarına eşittir.

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

ve bu nedenle görünür t ve mutlak μ yıldız büyüklüğü her zaman herhangi bir bileşenin M I ve M I ile karşılık gelen yıldız büyüklüklerinden daha azdır. Güvercin formülüne koymak (111)

lG (E / E 0) \u003d 0.4 (M 0 -M)

E 0 \u003d 1 ve m 0 \u003d 0, biz:

lg e \u003d - 0,4 m. (137)

Formül (137) 'ye göre her bir bileşenin parlaklığını belirlemek (137), formül (136)' e göre bulunurlar.

Bileşenlerin çizgileri verilirse

E 1 / E 2 \u003d K,

E 3 / e 1 \u003d n

ve böylece, o zaman tüm bileşenlerin parlaklığı, bunlardan birinin parlaklığı ile ifade edilir, örneğin E 2 \u003d e 1 / k, ε 3 \u003d n ε 1, vb. ve ardından formül (136), E. tarafından bulunur.

Yıldızın ayrıntılı değişkeninin bileşenlerinin ortalama ortalama hızı, Δλ'ların (bir dalga boyu λ ile) spektrumundaki orta konumlarından (bir dalga boyu olan), bu durumda alabilmeniz için bulunabilir.

v \u003d v r \u003d c (δλ / λ) (138)

vR radyal bir hızdır ve C \u003d 3 · 10 5 km / s - ışık hızı.

V bileşenlerinin bulundu değerlerine ve ρ'nın değişkenlik dönemine göre, yıldızlar büyük yarı ekseni 1 ve mutlak yörüngelerinin 2'sini hesaplar:

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

sonra - göreceli yörüngenin büyük bir kısmı

a \u003d A 1 + A 2 (140)

ve nihayet, formüllere (125) ve (127) -Mass bileşenlerine göre.

Formül (138) ayrıca, yeni ve süpernova tarafından atılan gaz kabuklarının genişletilmesi oranını da hesaplamayı mümkün kılar.

Örnek 1.Üçlü yıldız bileşenlerinin görünür görsel yıldız büyüklüğünü hesaplayın, görsel glitter 3 m, 70 ise, ikinci bileşen üçüncü 2,8 kattan daha parlaktır ve ilk parazit üçüncü, 3 m, 32'dir.

Veri: M \u003d 3 m, 70; E 2 / E 3 \u003d 2.8; M 1 \u003d m 3 -3 m, 32.

Karar. Formül (137) tarafından buluruz

lge \u003d - 0.4m \u003d - 0.4 · 3 m, 70 \u003d - 1,480 \u003d 2,520

Formül (136 )'dan yararlanmak için E 1 / E 3 oranını bulmak gerekir; Yazılım (111),

lG (E 1 / E 3) \u003d 0.4 (m3 -m 1) \u003d 0.4 · 3 m, 32 \u003d 1,328

dan E 1 \u003d 21.3 E 3

(136) göre,

E \u003d E 1 + E 2 + E S \u003d 21.3 E 3 + 2.8 E 3 + E 3 \u003d 25,1 E 3

E 3 \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

ve E 1 \u003d 21.3 E 3 \u003d 21.3 · 0.001319 \u003d 0.028094 \u003d 0.02809.

Formül (137) ile

m 1 \u003d - 2.5 lg e 1 \u003d - 2.5 · LG 0.02809 \u003d - 2.5 · 2.449 \u003d 3 m, 88,

m 2 \u003d - 2.5 lg e 2 \u003d - 2.5 · lg 0.00369 \u003d - 2.5 · 3,567 \u003d 6 m, 08,

m 3 \u003d -2.5 lg e 3 \u003d - 2.5 · lg 0.00132 \u003d - 2.5 · 3,121 \u003d 7 m, 20.

Örnek 2.Eclipse değişkeninin spektrumunda, parlaklık 3.953 günü boyunca değişen, orta konumlarına göre çizgiler periyodik olarak diğer taraflara 1,9 · 10 -4 ve 2.9 · 10 -4 değerine kaydırılır. normal dalga boyu. Bu yıldızın bileşenlerinin kitlelerini hesaplar.

Veri: (Δλ / λ) 1 \u003d 1.9 · 10 -4; (Δλ / λ) 2 \u003d 2.9 · 10 -4; Ρ \u003d 3 d, 953.

Karar. Formül (138) ile, birinci bileşenin ortalama ortalama hızı

v 1 \u003d V R1 \u003d C (Δλ / λ) 1 \u003d 3 · 10 5 · 1.9 · 10 -4; V 1 \u003d 57 km / s,

İkinci bileşenin orbital hızı

v 2 \u003d V R2 \u003d C (Δλ / λ) 2 \u003d 3 · 10 5 · 2.9 · 10 -4;

v 2 \u003d 87 km / s.

Bileşenlerin büyük yarı eksenlerinin değerlerini, dolaşımın P dönemi, değişkenlik süresine eşit, saniyeler içinde eksprese edilir. 1 d \u003d 86400 s'den beri ρ \u003d \u200b\u200b3,953 · 86400 c. Sonra (139) göre, ilk bileşenin yörüngenin büyük bir korkusu vardır.

a 1 \u003d 3.10 · 10 6 km,

ve ikinci 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,

ve, yazılım (140), göreceli yörüngelerin büyük bir yarı aksı

a \u003d A 1 + A 2 \u003d 7.83 · 10 6; A \u003d 7.83 · 10 6 km.

Bileşen kütlesinin toplamını formül (125) 'e göre hesaplamak için, A'da ifade edilmelidir. e. (1 veya. e. \u003d 149.6 · 10 km) ve P - yıllar arasında (1 yıl \u003d 365 d, 3).

veya M 1 + m2 \u003d 1.22 ~ 1.2.

Kesintilerin, formüle göre oranı (127),

ve sonra μ 1 ~ 0.7 ve m2 ~ 0.5 (güneş kütlelerinde).

Görev 323.Bileşenlerinin parıltısı olan çift yıldız α balığının görsel parıltısını belirleyin, bu, 4m, 3 ve 5m, 2'dir.

Görev 324.Dört katlı yıldız ε lirasının parlaklığını, bileşenlerinin parlaklığında 5M'ye eşit, 12'ye eşit olarak hesaplayın; 6m, 03; 5m, 11 ve 5m, 38.

Görev 325.İkili yıldızın görsel parlaklığı Γ Koç 4m, 02 ve bileşenlerinin yıldız değerlerindeki fark 0m, 08'dir. Bu yıldızın her bir bileşeninin görünür yıldız büyüklüğünü bulun.

Görev 326.Üçlü bir yıldızın hangi parlaklığı, ilk bileşeni 3,6 kez daha parlaksa, üçüncüsü, ikinci 4.2 kereden daha zayıf ve 4m, 36 parlıyor mu?

Görev 327.Bileşenlerden biri 3M, 46 parlatıcıya ve birinci bileşenin 1m, 68 daha parlak olması durumunda, bir çift yıldızın görünür bir yıldız büyüklüğünü bulun.

Görev 328.Üçlü yıldız β tek boynuzağının bileşenlerinin yıldız büyüklüğünü, ikinci bileşen, ilk 1.64 kattan daha zayıfsa ve üçüncü ila 1m'den daha parlaksa, 50, 57'den daha parlaksa, Visual Gloss 4m, 07.

Görev 329.Bileşenlerinin görsel parlaklığını ve bileşenlerinin 1m, 99 ve 2m, 85 ve Pararallax'ün görsel bir parlaklığına sahipse, bileşenlerin ve çift yıldızların genel parlaklığını bulun. 1, 072.

Görev 330.Bu yıldızın görsel parlaklığının 2m, 91, ilk bileşenin 3m, 62 ve pararallax 0 ", 101'in parlaklığı ise, çift yıldız γ bakire ikinci bileşeninin görsel parlaklığını hesaplayın.

Görev 331.Glitter 2M, 17, Pararallax 0 ", 037 ve birinci bileşen ise, Mitsar'ın çift yıldızının (ζ büyük bir ayı) bileşenlerinin görsel parlaklığını belirleyin ve ilk bileşen 4.37 kez daha parlak bir ikincildir.

Görev 332.Bileşenlerinin 3m, 50 ve 7m, 19, normal renk göstergeleri + 0M, 571 ve + 0M, 63 ve mesafesi olan, bileşenlerinin 3M, 50 ve 7M, 19, 571 ve + 0m, 63'ün görsel parlaklığı olan Cassiopeia'nın çift yıldızının fotoğraf parlaklığını bulun.

Görev 333.Ayrıntılı değişken yıldızların bileşenlerinin kitlelerini aşağıdaki verilere göre hesaplayın:

Star	Bileşenlerin radyasyon hızı	Alternatif dönemi
β perseus u yılanlar ww e-cefay	44 km / sn ve 220 km / saat 180 km / s ve 205 km'den 117 km / s ve 122 km'den 120 km / S ve 200 KM / S	2 D, 867 1 D, 677 2 D, 525 2 D, 493

Görev 334.Değişken yıldızların görsel parlaklığının kaç kez β Perser ve χ Kuğu, ilk yıldız 2m, 2 ila 3m, 5 ve ikinci-3m, 3 ila 14m, 2 arasında değişirse?

Görev 335.Birinci yıldız görsel parıltının 0m, 4 ila 1m, 3 ve -3m'den 1 ila -3m arasında karşılık gelen 0m, 4 ila 1m, 3 ve -3m'den karşılık gelen bolometrik düzeltme değişkenin değişken yıldızlarının görsel ve bolometrik parlaklığının kaç kez. , 4 ve ikinci yıldızlar - 0m, 9 ila 1m, 8 ve bolometrik düzeltme ile -2M, 8 ila -3M, 0?

Görev 336.Hangi sınırlarda ve değişken yıldızlarının linear yarıçapının, birinci yıldız paralaksının 0 ", 005 ve açısal yarıçapın 0", 034 (maksimum parlaklıkta) arasında değişirse 0 ", 047 (minimum parlaklıkta) ve ikincisi - pararallax 0", 019 ve kömür yarıçapı 0 ", 028 - 0", 040?

Görev 337.Görevler 335 ve 336'ya göre, ilk yıldızın sıcaklığı 3200K ve ikincisi - 3300K ise, betheljeuse ve antares sıcaklığını, parlaklığının maksimumunda hesaplayın.

Görev 338.Kaç kez ve günlük gradyanın, değişken-Cefeyid a değişkenlerinin sarı ve mavi ışınlarındaki parlaklığı, ζ İkizler, η Eagle, τυs Kalkanı ve UZ kalkanı, değişkenlik bilgileri aşağıdaki gibidir:

Görev 339.Önceki göreve göre, parlaklığın (sarı ve mavi ışınlar halinde) ve yıldızların renginin ana göstergelerinin genliklerini, değişkenlik süresindeki genlerin bağımlılığını oluşturur ve tespit edilen kalıplar hakkındaki sonuca formüle etmek için grafikler oluşturun. grafiklerle.

Görev 340.Parlaklığın minimumunda, Star Δ Sefhea'nın görsel yıldızı, CEFHEA 4M, 3 ve Yıldızlar R üçgen 12m, 6. Sırasıyla 2.1 ve 760 kez artarsa, bu yıldızların maksimum parlaklıkta parlaklık nedir?

Görev 341.1918'in yeni kartalının parlaklığı, 10m, 5 ila 1m, 1 arasında 2,5 gün içinde değişti. Kaç kez arttı ve ortalama yarım topuklu için nasıl değişti?

Görev 342.29 Ağustos 1975'te keşfedilen Yeni Kuğu'nın parlaklığı flaşa yakındı ve maksimum 1m'ye yükseldi. Eğer ortalama olarak, parlaklık maksimumdaki yeni yıldızların mutlak yıldız büyüklüğü, bu yıldızın bu yıldızın salgınına ve parlaklığa maksimum parlamaya sahip olduğu ve güneşten uzak olduğuna dair yaklaşık -8m olduğunu varsayarsak.

Görev 343.Emisy Hidrojen Hattı H5 (4861 A) ve H1 (4340 A), 1918 yeni kartalının spektrumunda, sırasıyla, 39.8 Å ve 35.6 Å, 1975'teki yeni Kuğu'nun spektrumunda mor uçlara kaydırıldı - 40, 5 Å ve 36.2 Å. Bu yıldızların attığı gaz kabukları ne kadar hızlı büyüdü?

Görev 344.M81 galaksisinin, büyük bir ayının takımyıldızındaki açısal boyutları, 35 "x14" e eşittir ve M51'in galaksileri, süpernovaların en büyük parlaklığı, farklı şekilde patlak vermiştir. Bu galaksilerdeki zamanlar 12 metre, 5 ve 15m, 1'e eşitti. Süpernova'nın mutlak yıldız büyüklüğünü, parlaklığın -15m'ye yakın, 0, bu galaksilere ve doğrusal boyutlarına olan mesafeleri hesaplar.

Cevaplar - Çoklu ve Değişken Yıldızlar

Bireysel Slaytlardaki Sunumun Açıklaması:

1 slayt

Slayt Açıklaması:

Beyaz cüce, ünlülerin en sıcak olanı ve gezegen nebula ngc 2440, 07.05.2006 yıldızların fiziksel doğası

2 slayt

Slayt Açıklaması:

Spektrum λ \u003d 380 ∻ 470 nm - mor, mavi; λ \u003d 470 ∻ 500 nm - mavi-yeşil; λ \u003d 500 ∻ 560 nm - Yeşil; λ \u003d 560 ∻ 590 nm - sarı-turuncu λ \u003d 590 ∻ 760 nm-kırmızı. Spektrumda renklerin dağılımı \u003d K O z z r F ile UNUTMAYAN, örneğin: Jacques Runor Urban bir zamanlar Fener'i kırdı. 1859'da G.KRHGHOF (1824-1887, Almanya) ve R.V. Bunsen (1811-1899, Almanya) spektral analizi açtı: Gazi, ısıtmalı duruma yayılan aynı dalga boylarını emer. Yıldızlarda katı spektrumun arka planına karşı koyun (Fraunut araçlar) çizgileri gözlenir - bunlar absorpsiyon spektrumlarıdır. 1665'te, Isaac Newton (1643-1727) güneşli radyasyon spektrumunu aldı ve doğalarını açıkladı, rengin kendi ışığın özelliği olduğunu gösteriyor. 1814'te, Josef von fraungofer (1787-1826, Almanya) keşfedilen ve işaretlenmiş ve işaretlenmiş ve işaretlenmiş ve güneşli bir spektrumda (adlandırılmış olarak adlandırılmış), 1814'te spektroskopları gözlemlemek için bir spektroskop oluşturur. Kirchhoff-Bunsen Spektroskopu

3 slayt

Slayt Açıklaması:

Yıldızların spektrumları yıldızların spektrumları, tüm yıldız desenlerinin açıklaması olan pasaportlarıdır. Yıldızın yelpazesine göre, parlaklığını, yıldızın, sıcaklığa olan mesafeyi, yıldız spektrumlarının incelenmesi, modern astrofiziğin temelidir. "GIADA" ifadesinin dağınık birikiminin spektrogramı. William Hegins (1824-1910, İngiltere) astronom, ilk önce spektrografı uygulayarak, spektroskopi yıldızlarına başladı. 1863'te, güneşin ve yıldızların spektrumlarının çok fazla genel olduğu ve gözlemlenen radyasyonlarının sıcak madde tarafından yayıldığı ve kaba emici gazların aşırı açılış katmanlarından geçtiğini gösterdi. Kombine yıldız radyasyon spektrumu. Yukarıdan "doğal" (spektroskopta görülebilir), aşağıdan - dalga boyunda yoğunluğun bağımlılığı. Boyut, atmosferinin kimyasal bileşimi, eksen etrafındaki dönme hızı, ortak ağırlık merkezi çevresinde hareket özellikleri.

4 slayt

Slayt Açıklaması:

Kimyasal bileşim Kimyasal bileşim, fotoğraf makinesinin sıcaklığına, basıncına ve yoğunluğuna bağlı olarak, manyetik bir alanın varlığına bağlı olarak spektrum (Fraun-tavan hatlarının yoğunluğu) ile belirlenir. Yıldız, yeryüzünde bilinen aynı kimyasal elementlerden, ancak esas olarak hidrojen ve helyumdan (kütlenin% 95-98) ve diğer iyonlaştırılmış atomlardan oluşur ve atmosferdeki soğuk yıldızlarda nötr atomlar ve hatta moleküller vardır. Sıcaklık arttıkça, yıldız atmosferinde var olan partiküllerin bileşimini basitleştirildi. O, B, A (50.000 ila 10.0000 arası) Sınıflarının spektral analizi, atmosferlerinde, iyonize hidrojen, helyum ve metal iyonları hattında, K (500 ° C) sınıfında, radikaller tespit edilmiştir ve M (38000C) sınıfında - moleküller oksitler. Yıldızın kimyasal bileşimi faktörlerin etkisini yansıtır: Yıldızlararası ortamın niteliği ve ömrü boyunca yıldızda gelişen nükleer reaksiyonlar. Yıldızın ilk bileşimi, bir yıldızın ortaya çıktığı yıldızların kesintilerinin bileşimine yakındır. Supernova NGC 6995 kalıntıları, 20-30 bin yıl önce bir yıldızın patlamasından sonra oluşan sıcak parlayan bir gazdır. Daha sonra gezegenlerin ve yeni nesil yıldızların oluşturduğu alan ağır unsurları tarafından aktif olarak zenginleştirilmiş bu tür patlamalar

5 slayt

Slayt Açıklaması:

1903-1907 yılında yıldızların rengi. Einar Herzshprung (1873-1967, Danimarka) İlk önce yüzlerce parlak yıldızın renklerini tanımlar. Yıldızların çeşitli renkleri var. Arcticu'nun sarı-turuncu bir tonu, beyaz-mavi bir beelel, antares parlak kırmızıdır. Yıldızın spektrumundaki baskın renk, yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır. Yıldızın gaz kabuğu neredeyse ideal bir yayılma (kesinlikle siyah gövde) olarak davranır ve tamamen radyasyon M. Tahta (1835-1947) ve V.Vina (1864-1928), bağlayıcı vücut sıcaklığını ve doğasını tamamen iade eder. radyasyonu. Gezegen Yasası, vücut spektrumundaki enerjinin dağılımını açıklar ve artan sıcaklıkla, toplam akış akışının arttığını ve spektrumdaki maksimumun kısa dalgalara doğru kaydırıldığını gösterir. Yıldızlı gökyüzünün gözlemleri sırasında, yıldızın rengin (ışığın özelliğinin belirli bir görsel hissine neden olduğu) şişelenmiş olduğunu görebiliyorlardı. Yıldızların rengi ve aralığı sıcaklıklarıyla ilişkilidir. Farklı dalga boylarının ışığı farklı renk sansasyonlarını heyecanlandırır. Göz, maksimum enerjinin dalga boyu taşıyıcısına duyarlıdır. ΛMamy \u003d B / T (şarap kanunu, 1896). Dağınık küme yıldızlarının değerli taşları gibi NGC 290, çeşitli renklerle taşan. Fotoğrafları BT onları. Hubble, Nisan 2006

6 slayt

Slayt Açıklaması:

Tempera sıcaklığı doğrudan renk ve spektrum ile ilişkilidir. Yıldızların sıcaklığının ilk ölçümü 1909'da, 109 yıldızın mutlak bir fotometrisi geçirerek Alman Astronomu Julius Sheiner (1858-1913) tarafından üretildi. Sıcaklık, λmax.t \u003d b yasasını kullanarak spektrumlar tarafından belirlenir, burada B \u003d 0.289782.107å.k sabit şaraptır. Bethelgei (habble sonrası adlandırılan teleskopun bir resmi). T \u003d 3000K ile bu kadar soğuk yıldızlarda, spektrumun kırmızı bölgesindeki radyasyon baskındır. Bu tür yıldızların spektrumunda, birçok metal ve molekül hattı vardır. Çoğu yıldız sıcaklıkları 2500k var.<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 slayt

Slayt Açıklaması:

1866'da Spektral Sınıflandırma, Angelo Ski (1818-1878, İtalya) ilk spektral klasik yıldızları renkte verdi: Beyaz, sarımsı, kırmızı. Harvard Spektral sınıflandırması ilk olarak, 1884 yılına kadar E. Piling (1846-1919) Liderliği altında hazırlanan Star Spectra Kataloğu Henry Draper (1837-1882, ABD) sunuldu. Tüm spektrumlar, çizgilerin yoğunluğuna (daha sonra sıcaklık sekansında) yerleştirildi ve sıcaktan Soğuk Yıldızlara kadar alfabetik olarak işaretlendi: Obafgk M. 1924'e kadar, Anna Cannon nihayet kuruldu (1863-1941, ABD) ve yayınlanmış kataloğu yayınlandı. 225330 yıldız dizininde 9 hacim.

8 slayt

Slayt Açıklaması:

Modern Spektral Sınıflandırma En doğru spektral sınıflandırma, 1943'te Yerk Gözlemevi'nde W. Murgan ve F. Kinan tarafından oluşturulan MK sistemini temsil eder; burada spektrumların hem sıcaklık hem de yıldızların parlaklığında düzenleniyor. Romen rakamları ile işaretlenmiş parlaklık sınıfları ayrıca, sırasıyla yıldızların boyutunu belirten IA, IB, II, III, IV, V ve VI'yı tanıtıldı. Ek sınıflar R, N ve S, K ve M'ye benzer, ancak farklı bir kimyasal bileşimle spektrumlar tarafından gösterilir. Her iki sınıf arasında, alt sınıflar 0 ila 9'a kadar sayılarla işaretlenmiştir. Örneğin, A5 tipi A0 ve F0 arasındaki bir spektrum, A0 ve F0 arasındadır. Ek harfler bazen yıldızların özelliklerini not etti: "D" - Cüce, "D" - Beyaz Cüce, "P" - bir pektil (sıradışı) spektrum. Güneşimiz G2 V spektral sınıfını ifade eder.

9 slayt

Slayt Açıklaması:

10 slayt

Slayt Açıklaması:

1856 Norman Pogson'daki yıldızların parlaklığı (1829-1891, İngiltere), mutlak m ile aydınlıklar için bir formül oluşturur. Yıldız miktarları (yani, 10 ADET mesafeden). L1 / L2 \u003d 2.512 m2-m1. "Pleiads "'un dağınık birikimi, aynı zamanda, benzin vbedi bir bulutun aynı anda oluşturulmuş bir sürü sıcak ve parlak yıldız içeriyor. Mavi pus, eşlik eden "Pleiads", - dağınık toz, yıldızların ışığını yansıtan. Bazı yıldızlar daha parlak parlıyor, diğerleri daha zayıf. Yıldız radyasyonunun parlaklığı, 1 saniyede yıldızın yaydığı toplam enerjidir. [J / C \u003d W] Yıldız tüm dalga boyu aralığında enerji yayar L \u003d 3.846.1026W / STAR'in güneşi ile karşılaştırıldığında, l / l \u003d 2,512 m m veya lgl \u003d 0.4 (M - M) Aydınlatma Yıldız: 1.3.10-5l

11 Slayt

Slayt Açıklaması:

Yıldızların boyutu şunları belirler: 1) Michelson Interferometer kullanarak yıldızın açısal çapının (parlak ≥2.5m, yakın yıldızlar,\u003e 50 ölçülür) doğrudan ölçülür. İlk defa, 3 Aralık 1920'de, Star Bethelgeuse (α Orion) \u003d A. Maykelson (1852-1931, ABD) ve F. Piz (1881-1938, ABD) köşe çapı. 2) STAR L \u003d 4πR2ΣT4'ün güneşe kıyasla parlaklık yoluyla. Nadir istisnadaki yıldızlar nokta ışık kaynakları olarak gözlenir. En büyük teleskoplarda bile disklerini göremezler. Boyutuna göre, yıldızlar 1953'ten: Supergiant (i) Parlak Devler (ii) Devleri (III) Subgigan (iv) ana dizinin (V) Subcarliki (VI) beyaz cücelerin (VII) cücelerinin isimlerini, Giants ve Supergianta, 1913'te Henry Resess'i tanıttı ve 1905 Einar Herzshprung'da onları açtı ve "White Cücesi" adını tanıttı. Yıldızların Boyutları 10 km

12 Slayt

Slayt Açıklaması:

Yıldız kitlesi, yıldızın hayatını belirleyen, evrimine işaret eden yıldızların en önemli özelliklerinden biridir. Belirlenmesi için Yöntemler: 1. Bağımlılık Mass-Luminosity L≈M3.9 2. Fiziksel olarak Çift Sistemlerde Rafine Kaplar Kanunu Teorik Olarak Kütle Yıldızları 0.005m

13 Slayt

Slayt Açıklaması:

Yakındaki yıldızlar çıplak gözle görülemeyen yıldızlar gri atama spektrumu ile işaretlenmiştir. Sınıf Yıldızı Sınırlanabilirlik Sıcaklığı, K Yarıçapı Kitle Paralığı. Yıldız Yıldız Sistemi görünümü. abs. Sun G2V -26,58 4.84 1 5780 1.0 1 α Centavel 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 Yıldız Barnard (ß Snakesz) M4.0VE 9,54 13,22 0,0,0549 3200 0,161 0,166 0,547 "Kurt 359 (CN Lion) M6.0V 13,53 16.55 0,000019 0.15 0.092 0.419" landa 21185 (B.MEDVEDITA) M5.5E 7.50 10,448 0,00555 3500 0,448 0,393 "Sirius (α büyük PSA) Sirius A A1V -1, 46 1.47 23.55 10400 1.7-1.9 2,14 0.380" Sirius B DA2 8,68 11.34 0 , 00207 8000 0.92 1.03 Luyten 726-8 UV Balina M5.5E 13, 02 15.40 0.000042 2800 0.14 0,102 0.374 "Balina M6.0E 12.52 15,85 0.000068 2800 0.14 0,109 Ross 154 (V1216 MAĞAZA) 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 via) M4.0VN 13,51 0.00054 0.16 0,156 0.299"

Slayt Açıklaması:

Yıldızların Beden Sınıflarındaki Yıldızların Karşılaştırmalı Özellikleri Kütle M¤ Boyutları R¤ Yoğunluk G / CM3 Parlaklık Luminatibility L¤ Yaşam boyu, toplam yıldız sayısının yılları en parlak üstünlükler<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 Normal Giants'a kadar 50\u003e 10 0.0001\u003e 100 107-108 0,1 - 1 10 ila 10 0,001 - 100 108-109 normal yıldız 0.005-5 0.1-5 0.1-10 0,0001 -10 109-1011 ila 90 - Beyaz - 5 3-5 0.1 10 109 - Sarı 1 1 1 1,5 1 1010 - Kırmızı 0.005 0,1 10 0.0001 1011-1013 Beyaz Cüceler 0.01-1.5 ila 0.007 103 0.0001 ila 1017 - 10 Nötron yıldızları 1.5-3 (en fazla 10) 8-15 km (50 km'ye kadar) 1013-1014 0.000001 - 1019 0,01- 0,001.