Физическая природа солнца и звезд сообщение. Реферат: Эволюция и строение галактики

Невооруженным глазом люди могут увидеть примерно

6 тыс. звезд.

Звезды различны по:

Строению

Массе

Температуре (цвету)

Возрасту

Размерам

Светимости

Масса звезд

Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый третий закон Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и в значительной степени зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу косвенно, например, из зависимости масса - светимость

Цвет и температура звезд

Легко заметить, что звезды имеют различные цвета - одни белые, другие желтые, третьи красные и т. п. Белый цвет имеют, например, Сириус и Вега, желтый - Капелла, красный - Бетельгейзе и Антарес. Звезды различных цветов имеют различные спектры и различные температуры. Подобно накаливаемому куску железа, белые звезды более горячие, а красные - менее.

Арктур

Ригель

Антарес

Светимость звезд

Звезды, как и Солнце, излучают энергию в диапазоне всех длин волн электромагнитных колебаний. Вы знаете, что светимость (L) характеризует общую мощность излучения звезды и представляет одну из важнейших ее характеристик. Светимость пропорциональна площади поверхности (фотосферы) звезды (или квадрату радиуса R) и четвертой степени эффективной темпера туры фотосферы (Т), т. е.

L = 4 π R 2 о T 4

• Исаак Ньютон (1643-1727) в 1665г. разложил свет в спектр и объяснил его природу. Уильям Волластон в 1802г. наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814г. их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826). Выделено 754 линии в солнечном спектре.

• Распределение цветов в спектре = O B A F G K M = запомнить можно, к примеру, по тексту:

Один бритый англичанин финики жевал как морковь.

• от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет.
• от 470 до 500 нм - сине-зеленый.
• от 500 до 560 нм - зеленый.
• от 560 до 590 нм - желто-оранжевый.
• от 590 до 760 нм - красный.

• Сверхгиганты
• Гиганты
• Карлики

– это звезды в сотни раз больше нашего Солнца.

Звезда Бетельгейзе (Орион) превышает радиус Солнца в 400 раз.

Находится в созвездии Орион,

превышает радиус Солнца в 400 раз.

– в десятки раз больше Солнца

Регул (Лев), Альдебаран (Телец) – в 36 раз больше Солнца.

– это звезды по размерам как наше Солнце или меньше его

• Белый карлик Лейтена
• Звезда Вольф 457

• Переменные звезды изменяют свой блеск.
• Бывают также и двойные - две близко расположенные звезды, связанные взаимным притяжением.

• Эта звезда находится в созвездии Большого Пса
• Сириус можно наблюдать из любого региона Земли, за исключением самых северных её областей.
• Сириус удалён на 8,6 световых лет от Солнечной системы и является одной из ближайших к нам звёзд.

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Размещено на http://www.allbest.ru/

Контрольная работа

на тему: «Природа звезд»

студента группы

Матаева Бориса Николаевича

г. Тюмень 2010

Природа звезд

"Нет ничего более простого, чем звезда" (А. Эддингтон, 1926)

Основу этой темы составляют сведения по астрофизике (физике Солнца, гелиобиологии, физике звезд, теоретической астрофизике), небесной механике, космогонии и космологии.

Введение

Глава 1. Звезды. Виды звезд.

1.1 Нормальные звезды

1.2 Гиганты и карлики

1.3 Жизненный цикл звезды

1.4 Пульсирующие переменные звезды

1.5 Неправильные переменные звезды

1.6 Вспыхивающие звезды

1.7 Двойные звезды

1.8 Открытие двойных звезд

1.9 Тесные двойные звезды

1.10 Звезда переливается через край

1.11 Нейтронные звезды

1.12 Крабовидная туманность

1.13 Наименование Сверхновых

Глава 2. Физическая природа звезд.

2.1 Цвет и температура звезд

2.2 Спектры и химический состав звезд

2.3 Светимости звезд

2.4 Радиусы звезд

2.5 Массы звезд

2.6 Средние плотности звезд

Заключение

Список использованных источников

Глоссарий

Введение

С точки зрения современной астрономии звезды являются небесными телами, подобными Солнцу. Они удалены от нас на огромные расстояния и поэтому воспринимаются нами, как крошечные точки, видимые на ночном небе. Звезды различны по своей яркости и размерам. Некоторые из них имеют те же размеры и яркость, что и наше Солнце, другие весьма сильно отличаются от них по этим параметрам. Существует сложная теория внутренних процессов в звездном веществе, и астрономы утверждают, что могут на ее основании подробно объяснить происхождение, историю и гибель звезд.

Глава 1. Звезды. Виды звезд

3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают.

Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд).

Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживать ее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет.

Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.

1.1 Нормальные звезды

Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие - это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые.

Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более, чем Е миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью. вселенная звезда эволюция

Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, это не зависит от массы звезды.

Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальная величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет около одной двенадцатой массы Солнца.

1.2 Гиганты и карлики

Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.

В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.

Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран - глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как же могут эти холодные звезды со слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги? Ответ состоит в том, что эти звезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами.

Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта - например, Бетельгейзе в Орионе - в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”.

Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадиях своей жизни, и гигант может, в конце концов, превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

1.3 Жизненный цикл звезды

Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет энергию за счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце и звезды меняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времени определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо.

К правильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными).

Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.

1.4 Пульсирующие переменные звезды

Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, примерно так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так по звезде Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска.

Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии своего существования, они вот-вот полностью сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах.

Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.

Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки. Их свойства, как и свойства, цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.

1.5 Неправильные переменные звезды

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.

Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.

1.6 Вспыхивающие звезды

Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существенно повлиять на яркость Солнца. Для некоторых звезд - красных карликов - это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масштабов, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.

1.7 Двойные звезды

Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как ТОЧКА опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто - двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже большие.

Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

1.8 Открытие двойных звезд

Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положения.

Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров. Спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими Нелями - так называемыми линиями поглощения. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явление называется эффектом Доплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результате линии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная.

Если оба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу.

Измерение скоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд - это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

1.9 Тесные двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу.

Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку, в конечном счете все звезды разбухнут, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы - явление нередкое.

1.10 Звезда переливается через край

Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего, это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее, количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В.

1.11 Нейтронные звезды

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на атом не остановится. Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны, способные прилегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханной громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки.

1.12 Крабовидная туманность

Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманность, обязана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляющее имя не совсем соответствует этому странному объекту. Теперь мы знаем, что туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ее возраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хабблом, измерившим скорость ее расширения и обратившим внимание на совпадение ее положения на небе со старинными китайскими записями. Она имеет форму овала с неровными краями; красноватые и зеленоватые нити светящегося газа видны на фоне тусклого белого пятна. НИТИ СВЕТЯЩЕГОСЯ газа напоминают сеть, наброшенную на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся по спиралям в сильном магнитном поле. Туманность является также интенсивным источником радиоволн и рентгеновских лучей. Когда астрономы осознали, что пульсары - это нейтрон сверхновых, им стало ясно, что искать пульсары надо именно в таких остатках типа Крабовидной туманности. В 1969 г. 6ыло обнаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически излучает радиоимпульсы, а также рентгеновские сигналы каждые 33 тысячных доли секунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но она постепенно понижается. Те пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намного старше пульсара Крабовидной туманности.

1.13 Наименование Сверхновых

Хотя современные астрономы не были свидетелями сверхновой в нашей Галактике, им удалось наблюдать, по крайней мере, второе по интересу событие - сверхновую в 1987 г. в Большом Магеллановом облаке, ближней галактике, видимой в южном полушарии. Сверхновой дали имя ЯХ 1987А. Сверхновые именуются годом открытия, за которым следует заглавная латинская буква в алфавитном порядке, соответственно последовательности находок, БХ это сокращение от ~сверхновая~. (Если за тд их открыто более 26, следуют обозначения АА, ВВ и т.д.)

Глава 2. Физическая природа звезд

Мы уже знаете, что звезды -- это далекие солнца, по этому, изучая природу звезд, мы будем сравнивать их физические характеристики с физическими характеристиками Солнца.

Звезды - пространственно-обособленные, гравитационно-связанные, непрозрачные для излучения массы вещества в интервале от 10 29 до 10 32 кг (0,005-100 М ¤), в недрах которых в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Классификация звезд в зависимости от их основных физических характеристик отражена в таблице 1.

Таблица 1

Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 10 4 м до 10 12 м. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант е Возничего А имеет размеры в 2700 R¤ - 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф- 475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры 10 - 15 км (рис. 1).

Рис. 1. Относительные размеры некоторых звезд, Земли и Солнца

Быстрое вращение вокруг своей оси и притяжение близких массивных космических тел нарушает сферичность формы звезд, "сплющивая" их: звезда R Кассиопеи имеет форму эллипса, её полярный диаметр составляет 0,75 экваториального; в тесной двойной системе W Большой Медведицы компоненты приобрели яйцевидную форму.

2.1 Цвет и температура звезд

Во время наблюдений звездного неба вы могли заметить, что цвет звезд различен. Подобно тому как по цвету раскаленного металла можно судить о его температуре, так цвет звезды свидетельствует о температуре ее фотосферы. Вы знаете, что между максимальной длиной волны излучения и температурой существует определенная зависимость у различных звезд максимум излучения приходится на разные длины волн. Например, наше Солнце -- желтая звезда. Такого же цвета Капелла, температура которой около 6000 о К. Звезды, имеющие температуру 3500-4000 o К, красноватого цвета (Альдебаран). Температура красных звезд (Бетельгейзе) примерно 3000 о К. Самые холодные из известных в настоящее время звезд имеют температуру менее 2000 о К. Такие звезды доступны наблюдениям в инфракрасной части спектра.

Известно много звезд более горячих, чем Солнце. К ним относятся, например, белые звезды (Спика, Сириус, Вега). Их температура порядка 10 4 - 2х10 4 К. Реже встречаются голубовато-белые, температура фотосферы которых 3х10 4 -5х10 4 К. В недрах звезд температура не менее 10 7 К.

Температура видимой поверхности звезд составляет от 3000 К до 100000 К. Недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, e Возничего А - 1600 К.

2.2 Спектры и химический состав звезд

Важнейшие сведения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.

Сходные между собой спектры звезд сгруппированы в семь основных спектральных классов. Они обозначаются прописными буквами латинского алфавита:

О-В-А-F-G-K-M

и располагаются в такой последовательности, что при пере ходе слева направо цвет звезды меняется от близкого к голубому (класс О), белому (класс А), желтому (класс О), красному (класс М). Следовательно, в том же направлении от класса к классу происходит убывание температуры звезд.

Таким образом, последовательность спектральных классов отражает различие цвета и температуры звезд, Внутри каждого класса существует разделение еще на десять подклассов. Например, спектральный класс F имеет такие под классы:

F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fб-F7-F8-F9

Солнце относится к спектральному классу G2.

В основном атмосферы звезд имеют сходный химический состав: самыми распространенными элементами в них, как и на Солнце, оказались водород и гелий. Разнообразие звездных спектров объясняется прежде всего тем, что звезды имеют разную температуру. От температуры зависит физическое состояние, в котором находятся атомы вещества в звездных атмосферах по виду спектра, при невысоких температурах (красные звезды) в атмосферах звезд могут существовать нейтральные атомы и даже простейшие молекулярные соединения (С 2 , СN, ТiО, ZrO и др.). В атмосферах очень горячих звезд преобладают ионизованные атомы.

Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава.

Рис. 35. Основные спектральные классы звезд

Спектральный анализ звездного излучения свидетельствует о сходстве их состава с химическим составом Солнца и об отсутствии неизвестных на Земле химических элементов. Различия во внешнем виде спектров различных классов звезд свидетельствуют о различиях их физических характеристик. Температура, наличие и скорость вращения, напряженность магнитного поля и химический состав звезд определяются на основе прямых спектральных наблюдений. Законы физики позволяют сделать выводы о массе звезд, их возрасте, внутреннем строении и энергетике, подробно рассмотреть все этапы эволюции звезд.

Почти все спектры звезд являются спектрами поглощения. Относительное количество химических элементов является функцией температуры.

В настоящее время в астрофизике принята единая классификация звездных спектров (табл. 2). По особенности спектров: наличию и интенсивности атомарных спектральных линий и молекулярных полос, цвету звезды и температуре ее излучающей поверхности звезды разделены на классы, обозначаемые буквами латинского алфавита:

W - O - B - F - G - K - M

Каждый класс звезд разделяется на десять подклассов (А0...А9).

Спектральные классы от О0 до F0 называются "ранними"; от F до М9 - "поздними". Некоторые ученые относят звезды классов R, N к классу G. Ряд звездных характеристик обозначается дополнительными маленькими буквами: у звезд-гигантов перед указанием класса ставится буква "g", у звезд-карликов - буква "d", у сверхгигантов - "с", у звезд с линиями излучения в спектре - буква "е", у звезд с необычными спектрами - "р" и т. д. Современные звездные каталоги содержат спектральные характеристики сотен тысяч звезд и их систем.

W ѕ O ѕ B ѕ A ѕ F ѕ G ѕ K ѕ M ......... R ... N .... S

Таблица 2.Спектральная классификация звезд

Таблица 3. Усредненные характеристики звезд основных спектральных классов, находящихся на главной последовательности (арабские цифры - десятичные подразделения внутри класса): S p - спектральный класс, M b - абсолютная болометрическая звездная величина, T эф - эффективная температура, M, L, R - соответственно масса, светимость, радиус звезд в солнечных единицах, t m - время жизни звезд на главной последовательности:

2.3 Светимости звезд

Светимость звезд - количество энергии, излучаемое их поверхностью в единицу времени - зависит от скорости выделения энергии и определяется законами теплопроводности, размерами и температурой поверхности звезды. Разность в светимости может достигать 250000000000 раз! Звезды большой светимости называют звездами-гигантами, звезды малой светимости - звездами-карликами. Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет в созвездии Стрельца - 10000000 L¤ ! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0,000055 L¤ .

Звезды, как и Солнце, излучают энергию в диапазоне всех длин волн электромагнитных колебаний. Вы знаете, что светимость (L) характеризует общую мощность излучения звезды и представляет одну из важнейших ее характеристик. Светимость пропорциональна площади поверхности (фотосферы) звезды (или квадрату радиуса R) и четвертой степени эффективной темпера туры фотосферы (Т), т. е.

L = 4ПR 2 оT 4 . (45)

Формула, связывающая абсолютные звездные величины и светимости звезд, аналогична известному вам соотношению между блеском звезды и ее видимой звездной величиной, т. е.

L 1 /L 2 = 2,512 (M 2 - M 1) ,

где L 1 и L 2 -- светимости двух звезд, а М 1 и М 2 -- их абсолютные звездные величины.

Если в качестве одной из звезд выбрать Солнце, то

L/L о = 2,512 (Мо - М) ,

где буквы без индексов относятся к любой звезде, а со значком о к Солнцу.

Принимая светимость Солнца за единицу (Lо = 1), получим:

L = 2.512 (Мо - M)

lg L = 0.4 (Мо - M). (47)

По формуле (47) можно вычислить светимость любой звезды, у которой известна абсолютная звездная величина.

Звезды имеют различную светимость. Известны звезды, светимости которых в сотни и тысячи раз превосходят светимости Солнца. Например, светимость а Тельца (Альдебаран) почти в 160 раз больше светимости Солнца (L = 160Lо); светимость Ригеля (в Ориона) L = 80000Lо

У подавляющего большинства звезд светимости сравнимы со светимостью Солнца или меньше ее, например, светимость звезды, известной под названием Крюгер 60А, L = 0,006 Lо.

2.4 Радиусы звезд

Используя самую современную технику астрономических наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь нескольких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула (45). Если известна светимость L и эффективная температура Т звезды, то, используя формулу (45), можно вычислить радиус звезды R, ее объем и площадь фотосферы.

Определив радиусы многих звезд, астрономы убедились в том, что существуют звезды, размеры которых резко отличаются от размеров Солнца. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы в сотни раз превосходят радиус Солнца. Например, радиус звезды а Скорпиона (Антарес) не менее чем в 750 раз превосходит солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус Солнца, Называются гигантами. Звезды, по размерам близкие к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся к карликам. Среди карликов есть звезды, которые меньше Земли или даже Луны. Открыты звезды и еще меньших размеров.

2.5 Массы звезд

Масса звезды -- одна из важнейших ее характеристик. Массы звезд различны. Однако, в отличие от светимостей и размеров, массы звезд заключены в сравнительно узких пределах: самые массивные звезды обычно лишь в десятки раз превосходят Солнце, а наименьшие массы звезд порядка 0,06 Мо. Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд; обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды.

2.6 Средние плотности звезд

Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10 -6 г/см 3 до 10 14 г/см 3 - в 10 20 раз! Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10 -3 кг/м 3 . Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х10 7 кг/м 3 . В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (10 10 - 10 11 кг/м 3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.

Заключение

1. Звезды - отдельный самостоятельный тип космических тел, качественно отличающийся от других космических объектов.

2. Звезды - один из наиболее распространенных (возможно, наиболее распространенный) тип космических тел.

3. Звезды сосредотачивают в себе до 90% видимого вещества в той части Вселенной, в которой мы живем и которая доступна нашим исследованиям.

4. Все основные характеристики звезд (размеры, светимость, энергетика, время "жизни" и конечные этапы эволюции) взаимозависимы и определяются значением массы звезд.

5. Звезды почти целиком состоят из водорода (70-80%) и гелия (20-30%); доля всех остальных химических элементов составляет от 0,1% до 4%.

6. В недрах звезд происходят термоядерные реакции.

7. Существование звезд обусловлено равновесием сил тяготения и лучевого (газового) давления.

8. Законы физики позволяют рассчитывать все основные физические характеристики звезд на основе результатов астрономических наблюдений.

9. Основным, наиболее продуктивным методом исследования звезд является спектральный анализ их излучения.

Список литературы

1. Е. П. Левитан. Учебник Астрономии для 11 кл., 1998 г.

2. Материалы с сайта http://goldref.ru/

Глоссарий

Телескопы, предназначенные для проведения фотографических наблюдений, называются астрографами. Преимущества астрофотографии перед визуальными наблюдениями: интегральности - способности фотоэмульсии постепенно накапливать световую энергию; моментальности; панорамности; объективности - на нее не влияют личные особенности наблюдателя. Обычная фотоэмульсия более чувствительна к сине-фиолетовому излучению, но в настоящее время астрономы применяют при съемке космических объектов фотоматериалы, чувствительные к различным частям спектра электромагнитных волн, не только к видимым, но и к инфракрасным и ультрафиолетовым лучам. Чувствительность современных фотоэмульсий составляет десятки тысяч единиц ISO. Широкое применение получили киносъемка, видеозапись, применение телевидения.

Астрофотометрия - один из основных методов астрофизических исследований, определяющий энергетические характеристики объектов путем измерения энергии их электромагнитного излучения. Основными понятиями астрофотометрии являются:

Блеск небесного светила - это освещенность, создаваемая им в точке наблюдения:,

где L - полная мощность излучения (светимость) светила; r - расстояние от светила до Земли.

Для измерения блеска в астрономии используют особую единицу измерения - звездную величину. Формула перехода от звездных величин к единицам освещенности, принятым в физике:

где m - видимая звездная величина светила.

Звездная величина (m) - это условная (безразмерная) величина испускаемого светового потока, характеризующая блеск небесного светила, выбранная таким образом, что интервал в 5 звездных величин соответствует изменению блеска в 100 раз. Одна звездная величина отличается в 2,512 раз. Формула Погсона связывает блеск светил с их звездными величинами:

Определяемая звездная величина зависит от спектральной чувствительности приемника излучения: визуальная (m v) определяется прямым наблюдениями и отвечает спектральной чувствительности человеческого глаза; фотографическая (m р) определяется измерением освещенности светилом на фотопластинке, чувствительной к сине-фиолетовым и ультрафиолетовым лучам; болометрическая (m в) отвечает полной, просуммированной по всему спектру излучения, мощности излучения светила. Для протяженных, имеющих большие угловые размеры объектов определяется интегральная (общая) звездная величина, равная сумме блеска его частей.

Для сравнения энергетических характеристик космических объектов, удаленных на разные расстояния от Земли, ведено понятие абсолютной звездной величины.

Абсолютная звездная величина (М) - звездная величина, которой обладало бы светило на расстоянии 10 парсек от Земли: , где p - параллакс светила, r - расстояние от светила. 10 пк = 3,086Ч 10 17 м.

Абсолютная звездная величина ярчайших звезд-сверхгигантов около -10 m .

Абсолютная звездная величина Солнца + 4,96 m .

Светимость (L) - количество энергии, излучаемой поверхностью светила в единицу времени. Светимость звезд выражается в абсолютных (энергетических) единицах или в сравнении со светимостью Солнца (L¤ или LД). L ¤ = 3,86Ч 10 33 эрг/с.

Светимость светил зависит от их размеров и температура излучающей поверхности. В зависимости от приемников излучения различают визуальную, фотографическую и болометрическую светимость светил. Светимость связана с видимой и абсолютной звездной величиной светил:

Коэффициент А(r) учитывает поглощение света в межзвездной среде.

О светимости космических тел можно судить по ширине спектральных линий.

Светимость космических объектов тесно связана с их температурой: , где R * - радиус светила, s - постоянная Стефана-Больцмана, s = 5,67Ч 10 -8 Вт/м 2Ч К 4 .

Так как площадь поверхности шара, а по уравнению Стефана-Больцмана, .

По светимости звезд можно определить их размеры:

По светимости звезд можно определить массу звезд:

Протозвезда - звезда в самой ранней стадии образования, когда в межзвездном облаке возникает уплотнение, но ядерные реакции внутри нее еще не начались.

Звездная величина - характеристика видимого блеска звезд. Видимая звездная величина не имеет ничего общего с размером звезды. Этот термин имеет историческое происхождение и характеризует только блеск звезды. Самые яркие звезды имеют нулевую и даже отрицательную звездную величину. Например, такие звезды, как Вега и Капелла, имеют примерно нулевую величину, а самая яркая звезда нашего неба - Сириус - минус 1.5.

Галактика - огромная вращающаяся звездная система.

Периастр - точка максимального сближения обеих звезд двойной системы.

Спектрограмма - постоянная регистрация спектра, получаемая фотографически или в цифровой форме при помощи электронного детектора.

Эффективная температура - мера выделения энергии объектом (в частности, звездой), определенная как температура абсолютно черного тела, имеющего такую же полную светимость, что и наблюдаемый объект. Эффективная температура является одной из физических характеристик звезды. Поскольку спектр нормальной звезды подобен спектру абсолютно черного тела, эффективная температура является хорошим показателем температуры ее фотосферы.

Малое Магелланово Облако (ММО) - один из спутников нашей Галактики.

Парсек - единица расстояния, используемая в профессиональной астрономии. Она определяется как расстояние, на котором объект имел бы годичный параллакс, равный одной дуговой секунде. Один парсек эквивалентен 3,0857 * 10 13 км, 3,2616 световых лет или 206265 а.е.

Параллакс - изменение относительного положения объекта при рассмотрении его с разных точек зрения.

Шаровое звездное скопление - плотное скопление сотен тысяч или даже миллионов звезд, форма которого близка к сферической.

Звездный интерферометр Майкельсона - cерия интерферометрических приборов, построенных A.A. Майкельсоном (1852-1931) для измерения диаметров звезд, которые не могут быть измерены непосредственно с помощью наземных телескопов.

Прямое восхождение (RA) - одна из координат, используемых в экваториальной системе для определения положения объектов на небесной сфере. Представляет собой эквивалент долготы на Земле, но измеряется в часах, минутах и секундах времени в восточном направлении от нулевой точки, в качестве которой принято пересечение небесного экватора и эклиптики, известное как первая точка Овна. Один час прямого восхождения эквивалентен 15 дуговым градусам; это кажущийся угол, который из-за вращения Земли небесная сфера проходит за один час звездного времени.

Пульсирующий (Р) звездообразный (S) (источник) радиоизлучения (R).

Склонение (DEC) - одна из координат, определяющая положение на небесной сфере в экваториальной системе координат. Склонение - эквивалент широты на Земле. Это угловое расстояние, измеряемое в градусах, к северу или югу от небесного экватора. Северное склонение положительно, а южное - отрицательно.

Полость Роша - область пространства в системах двойных звезд, ограниченная поверхностью в форме "песочных часов", на которой лежат точки, где силы гравитации обоих компонентов, действующие на небольшие частицы вещества, равны между собой.

Точки Лагранжа - точки в орбитальной плоскости двух массивных объектов, вращающихся вокруг общего центра тяжести, где частица с пренебрежимо малой массой может оставаться в равновесном положении, т.е. неподвижной. Для двух тел, находящихся на круговых орбитах, имеется пять таких точек, но три из них неустойчивы к малым возмущениям. Две оставшиеся, расположенные на орбите менее массивного тела на угловом расстоянии в 60° по обе стороны от него, устойчивы.

Прецессия - равномерное периодическое движение оси вращения свободно вращающегося тела, когда на него действует вращающий момент, возникающий из-за внешних гравитационных влияний.

Размещено на Allbest.ru

Подобные документы

События в области астрономии с древнейших времён и до наших дней. Классификация звёзд, их основные характеристики: масса, светимость, размер, химический состав. Зависимость между звёздными параметрами, диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, эволюция звезды.

курсовая работа , добавлен 12.03.2010


Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.

контрольная работа , добавлен 23.04.2007


Эволюция взглядов о рождении звёзд. Из чего образуются звёзды? Жизнь черного облака. Облако становится звёздой. сновные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звёзд. Спектры звёзд и их химический состав. Температура и масса.

курсовая работа , добавлен 05.12.2002


Карта звездного неба. Ближайшие звезды. Ярчайшие звезды. Крупнейшие звезды нашей Галактики. Спектральная классификация. Звездные ассоциации. Эволюция звезд. Диаграммы Герцшпрунга – Рессела шаровых скоплений.

реферат , добавлен 31.01.2003


Происхождение звезд, их движение, светимость, цвет, температура и состав. Скопление звезд, звезды-гиганты, белые и нейтронные карлики. Расстояние от нас до звезд, их возраст, способы определения астрономических расстояний, фазы и этапы эволюции звезды.

реферат , добавлен 08.06.2010


Жизненный путь звезды и ее основные характеристики и разнообразие. Изобретение мощных астрономических приборов. Классификация звезд по физическим характеристикам. Двойные и переменные звезды и их отличия. Диаграмма спектр-светимости Герцшпрунга-Рассела.

реферат , добавлен 18.02.2010


Состав межзвёздного пространства Вселенной. Жизненный путь звезды: возникновение в космическом пространстве, типы звёзд по цвету и температуре. Белые карлики и чёрные дыры, сверхновые образования как эволюционные формы существования звёзд в галактике.

презентация , добавлен 25.05.2015


Температура поверхности нашего желтого Солнца. Спектральные классы звезд. Процесс зарождения звезды. Уплотнение до начала Главной последовательности. Превращение ядра водорода в ядро гелия. Образование сверхновой и нейтронной звезды. Граница черной дыры.

реферат , добавлен 02.09.2013


Понятие светимости, ее особенности, история и методика изучения, современное состояние. Определение степени светимости звезд. Сильные и слабые по светимости звезды, критерии их оценивания. Спектр звезды и его определение с помощью теории ионизации газов.

реферат , добавлен 12.04.2009


Звёзды - небесные тела, которые, подобно нашему Солнцу, светятся изнутри. Строение звезд, его зависимость от массы. Сжатие звезды, которое приводит к повышению температуры в ее ядре. Срок жизни звезды, ее эволюция. Ядерные реакции горения водорода.

Слайд 2

Повторим пройденную тему

Что используется в качестве базиса при определении годичных параллаксов звезд? Какие единицы применяют при измерении расстояний до звезд? Каково соотношение между этими единицами? Сколько времени пришлась бы лететь к Проксиме Кентавра космическому кораблю, способному развивать скорость 17 км/с?

Слайд 3

Цвет и температура звезд

Цвет звезды свидетельствует о ее температуре. Солнце (6000 К) -желтая звезда Бетельгейзе (4000 К) – красная звезда Сириус (10000 – 20000) –белая звезда

Слайд 4

Спектр и химический состав звезд

Видимая поверхность звезды – фотосфера. Температура фотосферы связана с такой характеристикой звезды, как спектральный класс. Всего основных семь классов: O, B, A, F, G, K, M

Слайд 5

Слайд 6

Самые высокие температуры имеют голубые звезды, они же обладают наибольшей светимостью. Следовательно, на нашей диаграмме их следует поместить в левом верхнем углу. Красные карлики расположатся в нижнем правом углу, у них маленькая температура и низкая светимость. Солнце расположится ближе к середине диаграммы. Видно, что все звезды, о которых мы говорим, располагаются вдоль одной линии. Эту линию принято называть Главной последовательностью.

Слайд 7

Слайд 8

Светимость звезды (L)

Светимостью называют мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнца

Слайд 9

(М© – М) L = 2,512 М© = 5 М = - 9 (гиганты) м = + 17 (карлики)

Слайд 10

Радиусы звезд

Сверхгиганты превышают размеры Солнца в сотни раз (Антарес); Гиганты – превышают размеры Солнца в десятки раз; Карлики – по размерам близки к Солнцу

Светимость звезд вычисляется по их абсолютной звездной величине М, которая связана с видимой звездной величиной m соотношениями

M = m + 5 + 51gπ (116)

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

где π - годичный параллакс звезды, выраженный в секундах дуги (") и r - расстояние звезды в парсеках (пс). Найденная по формулам (116) и (117) абсолютная звездная величина Μ принадлежит к тому же виду, что и видимая звездная величина m, т. е. может быть визуальной Μ v , фотографической M pg , фотоэлектрической (M v , M в или М v) и т. д. В частности, абсолютная болометрическая звездная величина, характеризующая полное излучение,

M b = M v + b (118)

и может быть также вычислена по видимой болометри ческой звездной величине

m b = m v + b, (119)

где b - болометрическая поправка, зависящая от спектрального класса и класса светимости звезды.

Светимость L звезд выражается в светимости Солнца, принятой за единицу (L = 1), и тогда

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

где M - абсолютная звездная величина Солнца: визуальная M v = +4 m ,79; фотографическая M pg - = +5m,36; фотоэлектрическая желтая Μ ν = +4 m 77; фотоэлектрическая синяя M B = 5 m ,40; болометрическая M b = +4 m ,73. Эти звездные величины необходимо использовать при решении задач данного раздела.

Вычисленная по формуле (120) светимость звезды соответствует виду абсолютных звездных величин звезды и Солнца.

Закон Стефана-Больцмана

применим для определения эффективной температуры Т е только тех звезд, у которых известны угловые диаметры. Если Ε- количество энергии, падающей от звезды или Солнца по нормали на площадку в 1 см 2 границы земной атмосферы за 1c, то при угловом диаметре Δ, выраженном в секундах дуги ("), температура

(121)

где σ= 1,354·10 -12 кал/(см 2 ·с·град 4) = 5,70·10 -5 эрг/(см2·с·град 4) и выбирается в зависимости от единиц измерения количества энергии E, которое находится из формулы (111) по разности болометрических звездных величин звезды и Солнца путем сравнения с солнечной постоянной Ε ~ 2 кал/(см2·мин).

Цветовая температура Солнца и звезд, в спектрах которых известно распределение энергии, может быть найдена по закону Вина

Τ = K/λ m , (122)

где λ m - длина волны, соответствующая максимуму энергии, а К - постоянная, зависящая от единиц измерения λ. При измерении λ в см К=0,2898 см·град, а при измерении λ в ангстремах (Å) K=2898· 10 4 Å·град.

С достаточной степенью точности цветовая температуpa звезд вычисляется по их показателям цвета С и (B-V)

(123)

(124)

Массы Μ звезд обычно выражаются в массах Солнца (Μ = 1) и надежно определяются только для физических двойных звезд (с известным параллаксом π) по третьему обобщенному закону Кеплера: сумма масс компонентов двойной звезды

Μ 1 + М 2 = a 3 / P 2 , (125)

где Ρ - период обращения звезды-спутника вокруг главной звезды (или обеих звезд вокруг общего центра масс), выраженный в годах, и а - большая полуось орбиты звезды-спутника в астрономических единицах (а. е.).

Величина а в а. е. вычисляется по угловому значению большой полуоси а" и параллаксу π, полученным из наблюдений в секундах дуги:

а = а"/π (126)

Если известно отношение расстояний а 1 и а 2 компонентов двойной звезды от их общего центра масс, то равенство

M 1 /M 2 = а 2 /а 1 (127)

позволяет вычислить массу каждого компонента в отдельности.

Линейные радиусы R звезд всегда выражаются в радиусах Солнца (R = 1) и для звезд с известными угловыми диаметрами Δ (в секундах дуги)

(128)

lgΔ = 5,444 - 0,2 m b -2 lg T (129)

Линейные радиусы звезд вычисляются также по формулам

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

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

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

в которых Т - температура звезды (строго говоря, эффективная, но если она не известна, то цветовая).

Так как объемы звезд всегда выражаются в объемах Солнца, то они пропорциональны R 3 , и поэтому средняя плотность звездного вещества (средняя плотность звезды)

(133)

где ρ -средняя плотность солнечного вещества.

При ρ = 1 средняя плотность звезды получается в плотностях солнечного вещества; если же нужно вычислить ρ в г/см3, следует принять ρ =1,41 г/см 3 .

Мощность излучения звезды или Солнца

(134)

а ежесекундная потеря массы через излучение определяется по формуле Эйнштейна

(135)

где с = 3 · 10 10 см/с - скорость света, ΔΜ - выражается в граммах в секунду и ε 0 - в эргах в секунду.

Пример 1. Определить эффективную температуру и радиус звезды Веги (а Лиры), если ее угловой диаметр равен 0",0035, годичный параллакс 0",123 и болометрический блеск - 0 m ,54. Болометрическая звездная величина Солнца равна -26 m ,84, а солнечная постоянная близка к 2 кал/(см 2 ·мин).

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

Солнце, m b = - 26m,84, E = 2 кал/(см 2 ·мин) = 1/30 кал/(см 2 ·с); постоянная σ= 1,354 x 10 -12 кал/(см 2 ·с·град 4).

Решение . Падающее нормально на единицу площади земной поверхности излучение звезды, аналогичное солнечной постоянной, вычисляется по формуле (111):

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

откуда E/E = 3,02 · 10 -11 ,

или Ε = 3,02· 10 -11 · 1/30 = 1,007·10 -12 кал/(см2 · с).

Согласно (121), эффективная температура звезды

По формуле (128), радиус Веги

Пример 2. Найти физические характеристики звезды Сириуса (а Большого Пса) и его спутника по следующим данным наблюдений: видимая желтая звездная величина Сириуса равна -1 m ,46, его основной показатель цвета 0 m ,00, a у звезды-спутника соответственно +8 m ,50 и +0 m ,15; параллакс звезды равен 0",375; спутник обращается вокруг Сириуса с периодом 50 лет по орбите с угловым значением большой полуоси 7",60, причем отношение расстояний обеих звезд до общего центра масс составляет 2,3:1. Абсолютную звездную величину Солнца в желтых лучах принять равной +4 m ,77.

Данные : Сириус, V 1 = - 1 m ,46, (В-V) 1 = 0 m ,00;

спутник, V 2 = +8 m ,50, (B-V) 2 = +0 m ,15, P = 50 лет, a"=7",60; а 2 /а 1 = 2,3:1; п=0",375.

Солнце, M v = +4 m ,77.

Решение . Согласно формулам (116) и (120), абсолютная звездная величина Сириуса

M v1 = V 1 + 5 + 5 lgп = -1 m ,46 + 5 + 5 lg 0,375 = +1 m ,41, а логарифм его светимости

откуда светимость L 1 = 22.

По формуле (124), температура Сириуса

по формуле (132)

и тогда радиус Сириуса R 1 = 1,7, а его объем R 1 3 =1,7 3 = 4,91 (объема Солнца).

Те же формулы дают для спутника Сириуса: M v2 = +11 m ,37; L 2 = 2,3·10 -3 ; T 2 = 9100°; R 2 = 0,022; R 2 3 = 10,6·10 -6 .

По формуле (126), большая полуось орбиты спутника

по (125) сумма масс обеих звезд

и, по (127), отношение масс

откуда при совместном решении уравнений (125) и (127) находится масса Сириуса Μ 1 = 2,3 и масса его спутника М 2 = 1,0

Средняя плотность звезд вычисляется по формуле (133): у Сириуса

а у его спутника

По найденным характеристикам - радиусу, светимости и плотности - видно, что Сириус принадлежит к звездам главной последовательности, а его спутник является белым карликом.

Задача 284. Вычислить визуальную светимость звезд, визуальный блеск и годичный параллакс которых указаны в скобках: α Орла (0m,89 и 0",198), α Малой Медведицы (2m, 14 и 0",005) и ε Индейца (4m,73 и 0",285).

Задача 285. Найти фотографическую светимость звезд, для которых визуальный блеск, обычный показатель цвета и расстояние от Солнца указаны в скобках: β Близнецов (lm,21, +1m,25 и 10,75 пс); η Льва (3m,58, +0m,00 и 500 пс); звезда Каптейна (8m,85, + 1m,30 и 3,98 пс). Звездная величина Солнца указана в задаче 275.

Задача 286. Во сколько раз визуальная светимость звезд предыдущей задачи превышает их фотографическую светимость?

Задача 287. Визуальный блеск Капеллы (а Возничего) равен 0m,21, а ее спутника 10m,0. Показатели цвета этих звезд равны соответственно +0m,82 и +1m,63. Определить, во сколько раз визуальная и фотографическая светимость Капеллы больше соответствующей светимости ее спутника.

Задача 288. Абсолютная визуальная звездная величина звезды β Большого Пса равна-2m,28. Найти визуальную и фотографическую светимость двух звезд, одна из которых (с показателем цвета +0m,29) в 120 раз абсолютно ярче, а другая (с показателем цвета +0m,90) в 120 раз абсолютно слабее звезды β Большого Пса.

Задача 289. Если бы Солнце, Ригель (β Ориона), Толиман (а Центавра) и его спутник Проксима (Ближайшая) находились на одинаковом расстоянии от Земли, то какое количество света в сравнении с солнечным получала бы она от этих звезд? Визуальный блеск Ригеля 0m,34, его параллакс 0",003, те же величины у Толимана 0m, 12 и 0",751, а у Проксимы 10m,68 и 0",762. Звездная величина Солнца указана в задаче 275.

Задача 290. Найти расстояния от Солнца и параллаксы трех звезд Большой Медведицы по их блеску в желтых лучах и абсолютной звездной величине в синих лучах:

1) а, V = 1m,79, (В-V) = + lm,07 и Mв = +0m,32;

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

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

Задача 291. На каком расстоянии от Солнца находится звезда Спика (а Девы) и чему равен ее параллакс, если ее светимость в желтых лучах равна 720, основной показатель цвета равен -0m,23, а блеск в синих лучах 0m,74?

Задача 292. Абсолютная синяя (в В-лучах) звездная величина звезды Капеллы (а Возничего) +0m,20, a звезды Проциона (а Малого Пса) + 3m,09. Во сколько раз эти звезды в синих лучах абсолютно ярче или слабее звезды Регула (а Льва), абсолютная желтая (в V лучах) звездная величина которой равна -0m,69, а основной показатель цвета -0m,11?

Задача 293. Как выглядит Солнце с расстояния звезды Толимана (а Центавра), параллакс которой 0",751?

Задача 294. Каков визуальный и фотографический блеск Солнца с расстояний звезд Регула (а Льва), Антареса (а Скорпиона) и Бетельгейзе (а Ориона), параллаксы которых соответственно равны 0",039, 0",019 и 0",005?

Задача 295. На сколько болометрические поправки отличаются от основных показателей цвета при болометрической светимости звезды, превышающей в 20, 10 и 2 раза ее желтую светимость, которая, в свою очередь, больше синей светимости звезды соответственно в 5, 2 и 0,8 раза?

Задача 296. Максимум энергии в спектре Спики (а Девы) приходится на электромагнитную волну длиной 1450 Å, в спектре Капеллы (а Возничего) -на 4830 Å и в спектре Поллукса (β Близнецов)-на 6580 Å. Определить цветовую температуру этих звезд.

Задача 297. Солнечная постоянная периодически колеблется в пределах от 1,93 до 2,00 кал/(cм 2 ·мин) На сколько при этом изменяется эффективная температура Солнца, видимый диаметр которого близок к 32"? Постоянная Стефана σ= 1,354 10 -12 кал/(см 2 ·с·град 4).

Задача 298. По результату предыдущей задачи найти приближенное значение длины волны, соответствующей максимуму энергии в солнечном спектре.

Задача 299. Определить эффективную температуру звезд по измеренным их угловым диаметрам и доходящему от них до Земли излучению, указанным в скобках:

α Льва (0",0014 и 3,23· 10 -11 кал/(см 2 ·мин));

α Орла (0",0030 и 2,13· 10 -11 кал/(см 2 ·мин));

α Ориона (0",046 и 7,70·10 -11 кал/(см 2 ·мин)).

Задача 300. Видимая болометрическая звездная величина звезды α Эридана равна -1m,00 и угловой диаметр 0",0019, у звезды α Журавля аналогичные параметры +1m,00 и 0",0010, а у звезды α Тельца +0m,06 и 0",0180. Вычислить температуру этих звезд, приняв видимую болометрическую звездную величину Солнца равной -26m,84 и солнечную постоянную близкой к 2 кал/(см2 мин).

Задача 301. Определить температуру звезд, визуальный и фотографический блеск которых указан в скобках: γ Ориона (1m,70 и 1m,41); ε Геркулеса (3m,92 и 3m,92); α Персея (1m,90 и 2m,46); β Андромеды (2m,37 и 3m,94).

Задача 302. Вычислить температуру звезд по фотоэлектрической желтой и синей звездным величинам, указанным в скобках: ε Большого Пса (1m,50 и 1m,29); β Ориона (0m,13 и 0m,10); α Киля (-0m,75 и - 0m,60); α Водолея (2m,87 и 3m,71); α Волопаса (-0m,05 и 1m,18); α Кита (2m,53 и 4m,17).

Задача 303. По результатам двух предыдущих задач найти длину волны, соответствующую максимуму энергии в спектрах тех же звезд.

Задача 304. У звезды Беги (а Лиры) параллакс 0",123 и угловой диаметр 0",0035, у Альтаира (а Орла) аналогичные параметры 0",198 и 0",0030, у Ригеля (β Ориона) - 0",003 и 0",0027 и у Альдебарана (а Тельца) - 0",048 и 0",0200. Найти радиусы и объемы этих звезд.

Задача 305. Блеск Денеба (а Лебедя) в синих лучах 1m,34, его основной показатель цвета +0m,09 и параллакс 0",004; те же параметры у звезды ε Близнецов равны 4m,38, +1m,40 и 0",009, а у звезды γ Эридана 4m,54, + 1m,60 и 0",003. Найти радиусы и объемы этих звезд.

Задача 306. Сравнить диаметры звезды δ Змееносца и звезды Барнарда, температура которых одинакова, если у первой звезды видимая болометрическая звездная величина равна 1m,03 и параллакс 0",029, а у второй те же параметры 8m,1 и 0",545.

Задача 307. Вычислить линейные радиусы звезд, температура и абсолютная болометрическая звездная величина которых известны: у α Кита 3200° и -6m,75, у β Льва 9100° и +1m,18, а у ε Индейца 4000° и +6m,42.

Задача 308. Чему равны угловые и линейные диаметры звезд, видимая болометрическая звездная величина, температура и параллакс которых указаны в скобках: η Большой Медведицы (-0m,41, 15500° и 0",004), ε Большой Медведицы (+ lm,09, 10 000° и 0",008) и β Дракона (+ 2m,36, 5200° и 0",009)?

Задача 309. Если у двух звезд примерно одинаковой температуры радиусы различаются в 20, 100 и 500 раз, то во сколько раз различается их болометрическая светимость?

Задача 310. Во сколько раз радиус звезды α Водолея (спектральный подкласс G2Ib) превышает радиус Солнца (спектральный подкласс G2V), если ее видимая визуальная звездная величина 3m,19, болометрическая поправка -0m,42 и параллакс 0",003, температура обоих светил примерно одинакова, а абсолютная болометрическая звездная величина Солнца равна +4m,73?

Задача 311. Вычислить болометрическую поправку для звезд спектрального подкласса G2V, к которому принадлежит Солнце, если угловой диаметр Солнца 32", его видимая визуальная звездная величина равна -26m,78 и эффективная температура 5800°.

Задача 312. Найти приближенное значение болометрической поправки для звезд спектрального подкласса В0Iа, к которому принадлежит звезда ε Ориона, если ее угловой диаметр 0",0007, видимая. визуальная звездная величина 1m,75 и максимум энергии в ее спектре приходится на длину волны 1094 Å.

Задача 313. Вычислить радиус и среднюю плотность звезд, указанных в задаче 285, если масса звезды β Близнецов примерно 3,7, масса η Льва близка к 4,0, а масса звезды Каптейна 0,5.

Задача 314. Визуальный блеск Полярной звезды 2m,14, ее обычный показатель цвета +0m,57, параллакс 0",005 и масса равна 10. Те же параметры у звезды Фомальгаута (а Южной Рыбы) 1m,29, +0m,11, 0",144 и 2,5, а у звезды ван-Маанена 12m,3, + 0m,50, 0",236 и 1,1. Определить светимость, радиус и среднюю плотность каждой звезды и указать ее положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.

Задача 315. Найти сумму масс компонентов двойной звезды ε Гидры, параллакс которой 0",010, период обращения спутника 15 лет и угловые размеры большой полуоси его орбиты 0",21.

Задача 316. Найти сумму масс компонентов двойной звезды α Большой Медведицы, параллакс которой 0",031, период обращения спутника 44,7 года и угловые размеры большой полуоси его орбиты 0",63.

Задача 317. Вычислить массы компонентов двойных звезд по следующим данным:

Задача 318. Для главных звезд предыдущей задачи вычислить радиус, объем и среднюю плотность. Видимая желтая звездная величина и основной показатель цвета этих звезд: α Возничего 0m,08 и +0m,80, α Близнецов 2m,00 и +0m,04 и ξ Большой Медведицы 3m,79 и +0m,59.

Задача 319. Для Солнца и звезд, указанных в задаче 299, найти мощность излучения и потерю массы за секунду, сутки и год. Параллаксы этих звезд следующие: α Льва 0",039, α Орла 0",198 и α Ориона 0",005.

Задача 320. По результатам предыдущей задачи вычислить продолжительность наблюдаемой интенсивности излучения Солнца и тех же звезд, полагая ее возможной до потери половины своей современной массы, которая (в массах Солнца) у α Льва равна 5,0, у α Орла 2,0 и у α Ориона 15. Массу Солнца принять равной 2·10 33 г.

Задача 321. Определить физические характеристики компонентов двойной звезды Процйоиа (а Малого Пса) и указать их положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, если из наблюдений известны: визуальный блеск Проциона 0m,48, его обычный показатель цвета +0m,40, видимая болометрическая звездная величина 0m,43, угловой диаметр 0",0057 и параллакс 0",288; визуальный блеск спутника Проциона 10m,81, его обычный показатель цвета +0m,26, период обращения вокруг главной звезды - 40,6 года по орбите с видимой большой полуосью 4",55; отношение расстояний обеих звезд от их общего центра масс равно 19:7.

Задача 322. Решить предыдущую задачу для двойной звезды α Центавра. У главной звезды фотоэлектрическая желтая звездная величина равна 0m,33, основной показатель цвета +0m,63, видимая болометрическая звездная величина 0m,28; у спутника аналогичные величины суть 1m,70, + 1m,00 и 1m,12, период обращения 80,1 года на видимом среднем расстоянии 17",6; параллакс звезды 0",751 и отношение расстояний компонентов от их общего центра масс равно 10:9.

Ответы - Физическая природа Солнца и звезд

Кратные и переменные звезды

Блеск Ε кратной звезды равен сумме блеска Ε i всех ее компонентов

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

и поэтому ее видимая т и абсолютная Μ звездная величина всегда меньше соответствующей звездной величины m i и M i любого компонента. Положив в формуле Погсона (111)

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

Е 0 = 1 и m 0 = 0, получим:

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

Определив по формуле (137) блеск E i каждого компонента, находят по формуле (136) суммарный блеск Ε кратной звезды и снова по формуле (137) вычисляют m = -2,5 lg E.

Если заданы отношения блеска компонентов

E 1 /E 2 = k,

E 3 /E 1 = n

и т. д, то блеск всех компонентов выражают через блеск одного из них, например E 2 = E 1 /k, Ε 3 = n Ε 1 и т. д., и затем по формуле (136) находят Е.

Средняя орбитальная скорость ν компонентов затменной переменной звезды может быть найдена по периодическому наибольшему смещению Δλ линий (с длиной волны λ) от их среднего положения в ее спектре, так как в данном случае можно принять

v = v r = c (Δλ/λ) (138)

где v r - лучевая скорость и с = 3·10 5 км/с - скорость света.

По найденным значениям v компонентов и периоду переменности Ρ звезды вычисляют большие полуоси a 1 и a 2 их абсолютных орбит:

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

затем - большую полуось относительной орбиты

а = а 1 + а 2 (140)

и, наконец, по формулам (125) и (127)-массы компонентов.

Формула (138) позволяет также вычислить скорость расширения газовых оболочек, сброшенных новыми и сверхновыми звездами.

Пример 1. Вычислить видимую визуальную звездную величину компонентов тройной звезды, если ее визуальный блеск равен 3 m ,70, второй компонент ярче третьего в 2,8 раза, а первый ярче третьего на 3 m ,32.

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

Решение . По формуле (137) находим

lgE = - 0,4m = - 0,4·3 m ,70 = - 1,480 = 2,520

Чтобы воспользоваться формулой (136), необходимо найти отношение E 1 /E 3 ; по (111),

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

откуда E 1 = 21,3 E 3

Согласно (136),

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

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

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

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

По формуле (137)

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

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

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

Пример 2. В спектре затменной переменной звезды, блеск которой меняется за 3,953 сут, линии относительно их среднего положения периодически смещаются в противоположные стороны до значений в 1,9· 10 -4 и 2,9· 10 -4 от нормальной длины волны. Вычислить массы компонентов этой звезды.

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

Решение . По формуле (138), средняя орбитальная скорость первого компонента

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

Орбитальная скорость второго компонента

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

v 2 = 87 км/с.

Чтобы вычислить значения больших полуосей орбит компонентов, необходимо период обращения Р, равный периоду переменности, выразить в секундах. Так как 1 д = 86400 с, то Ρ = 3,953·86400 c . Тогда, согласно (139), у первого компонента большая полуось орбиты

a 1 = 3,10·10 6 км,

а у второго а 2 = (v 2 /2п) P = (v 2 /v 1) a 1 , = (87/57)·3,10·10 6 ;

a 2 =4,73·10 6 км,

и, по (140), большая полуось относительной орбиты

a = a 1 + a 2 = 7,83·10 6 ; а = 7,83·10 6 км.

Для вычисления суммы масс компонентов по формуле (125) следует выразить a в а. е. (1 а. е.= 149,6·10 6 км) и Р - в годах (1 год=365 д,3).

или М 1 + М 2 = 1,22 ~ 1,2.

Отношение масс, по формуле (127),

и тогда Μ 1 ~ 0,7 и М 2 ~ 0,5 (в массах Солнца).

Задача 323. Определить визуальный блеск двойной звезды α Рыб, блеск компонентов которой 4m,3 и 5m,2.

Задача 324. Вычислить блеск четырехкратной звезды ε Лиры по блеску ее компонентов, равному 5m,12; 6m,03; 5m,11 и 5m,38.

Задача 325. Визуальный блеск двойной звезды γ Овна 4m,02, а разность звездных величин ее компонентов составляет 0m,08. Найти видимую звездную величину каждого компонента этой звезды.

Задача 326. Какой блеск тройной звезды, если первый ее компонент ярче второго в 3,6 раза, третий - слабее второго в 4,2 раза и имеет блеск 4m,36?

Задача 327. Найти видимую звездную величину двойной звезды, если один из компонентов имеет блеск 3m,46, а второй на 1m,68 ярче первого компонента.

Задача 328. Вычислить звездную величину компонентов тройной звезды β Единорога с визуальным блеском 4m,07, если второй компонент слабее первого в 1,64 раза и ярче третьего на 1m,57.

Задача 329. Найти визуальную светимость компонентов и общую светимость двойной звезды α Близнецов, если ее компоненты имеют визуальный блеск 1m,99 и 2m,85, а параллакс равен 0",072.

Задача 330. Вычислить визуальную светимость второго компонента двойной звезды γ Девы, если визуальный блеск этой звезды равен 2m,91, блеск первого компонента 3m,62, а параллакс 0",101.

Задача 331. Определить визуальную светимость компонентов двойной звезды Мицара (ζ Большой Медведицы), если ее блеск равен 2m,17, параллакс 0",037, а первый компонент ярче второго в 4,37 раза.

Задача 332. Найти фотографическую светимость двойной звезды η Кассиопеи, визуальный блеск компонентов которой 3m,50 и 7m,19, их обычные показатели цвета +0m,571 и +0m,63, а расстояние 5,49 пс.

Задача 333. Вычислить массы компонентов затменных переменных звезд по следующим данным:

Задача 334. Во сколько раз меняется визуальный блеск переменных звезд β Персея и χ Лебедя, если у первой звезды он колеблется в пределах от 2m,2 до 3m,5, а у второй-от 3m,3 до 14m,2?

Задача 335. Во сколько раз меняется визуальная и болометрическая светимость переменных звезд α Ориона и α Скорпиона, если у первой звезды визуальный блеск колеблется от 0m,4 до 1m,3 и Соответствующая ему болометрическая поправка от -3m,1 до -3m,4, а у второй звезды - блеск от 0m,9 до 1m,8 и болометрическая поправка от -2m,8 до -3m,0?

Задача 336. В каких пределах и во сколько раз меняются линейные радиусы переменных звезд α Ориона и α Скорпиона, если у первой звезды параллакс равен 0",005 и угловой радиус меняется от 0",034 (в максимуме блеска) до 0",047 (в минимуме блеска), а у второй - параллакс 0",019 и углавой радиус -от 0",028 до 0",040?

Задача 337. По данным задач 335 и 336 вычислить температуру Бетельгейзе и Антареса в максимуме их блеска, ес ли в минимуме температура первой звезды равна 3200К, а второй - 3300К.

Задача 338. Во сколько раз и с каким суточным градиентом меняется светимость в желтых и синих лучах переменных звезд-цефеид α Малой Медведицы, ζ Близнецов, η Орла, ΤΥ Щита и UZ Щита, сведения о переменности которых следующие:

Задача 339. По данным предыдущей задачи найти амплитуды изменения блеска (в желтых и синих лучах) и основных показателей цвета звезд, построить графики зависимости амплитуд от периода переменности и сформулировать вывод об обнаруженной по графикам закономерности.

Задача 340. В минимуме блеска визуальная звездная величина звезды δ Цефея 4m,3, а звезды R Треугольника 12m,6. Каков блеск этих звезд в максимуме светимости, если она у них возрастает соответственно в 2,1 и 760 раз?

Задача 341. Блеск Новой Орла 1918 г. изменился за 2,5 сут с 10m,5 до 1m,1. Во сколько раз он увеличился и как в среднем менялся на протяжении полусуток?

Задача 342. Блеск Новой Лебедя, обнаруженной 29 августа 1975 г., до вспышки был близок к 21m, а в максимуме увеличился до 1m,9. Если считать, что в среднем абсолютная звездная величина новых звезд в максимуме блеска бывает около -8m, то какую светимость имела эта звезда до вспышки и в максимуме блеска и на каком примерно расстоянии от Солнца звезда находится?

Задача 343. Эмиссионные водородные линии Н5 (4861 А), и Н1 (4340 А) в спектре Новой Орла 1918 г. были Смещены к фиолетовому концу соответственно на 39,8 Å и 35,6 Å, а в спектре Новой Лебедя 1975 г. - на 40,5 Å и 36,2 Å. С какой скоростью расширялись газовые оболочки, сброшенные этими звездами?

Задача 344. Угловые размеры галактики М81 в созвездии Большой Медведицы равны 35"Х14", а галактики М51 в созвездии Гончих Псов-14"Х10", Наибольший блеск сверхновых звезд, вспыхнувших в разное время в этих галактиках, был равен соответственно 12m,5 и 15m,1, Приняв в среднем абсолютную звездную величину сверхновых звезд в максимуме блеска близкой к -15m,0, вычислить расстояния до этих галактик и их линейные размеры.

Ответы - Кратные и переменные звезды

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

HTML-версии работы пока нет.
Cкачать архив работы можно перейдя по ссылке, которая находятся ниже.

Подобные документы

Понятие эволюции звезд. Изменение характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Выделение гравитационной энергии. Образование звезд, стадия гравитационного сжатия. Эволюция на основе ядерных реакций. Взрывы сверхновых.

контрольная работа , добавлен 09.02.2009


Понятие и виды двойных звезд, измерение их массы с помощью законов Кеплера. Возникновение вспышки в результате встречи потоков вещества, устремляющихся от звезд. Влияние сил тяготения на двойные звезды, характерные особенности рентгеновских пульсаров.

презентация , добавлен 21.03.2012


Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.

контрольная работа , добавлен 23.04.2007


Зарождение и эволюция звезды. Голубые сверхгиганты - мегазвезды массой между 140 и 280 массами Солнца. Красные и коричневые карлики. Черные дыры, причины их возникновения. Жизненный цикл Солнца. Влияние размера и массы звезд на длительность ее жизни.

презентация , добавлен 18.04.2014


Исследование основ спектральной классификации звезд. Изучение спектра распределения энергии излучения по частоте и по длинам волн. Определение основных свойств излучающего объекта. Температура и давление на поверхности звезд разных спектральных классов.

реферат , добавлен 02.01.2017


Основные этапы возникновения и развития звезд, их структура и элементы. Причины и гипотезы насчет взрывов звезд и образования сверхновых. Степень зависимости финальной стадии эволюции звезды от ее массы, предпосылки возникновения явления "черной дыры".

реферат , добавлен 21.12.2009


Источники энергии звезд. Гравитационное сжатие и термоядерный синтез. Ранние и поздние стадии эволюции звезд. Выход звезд из главной последовательности. Гравитационный коллапс и поздние стадии эволюции звезд. Особенности эволюции тесных двойных систем.

курсовая работа , добавлен 24.06.2008