Физ. природа звёзд. Невооружённым глазом можно увидеть до 6000 звёзд
 Скачать 3.18 Mb.
|
ЗвёздыЗвёзды. Невооружённым глазом можно увидеть до 6000 звёзд Звезда - это раскалённое плазменное шарообразное космическое тело, находящееся, как правило, в гидродинамическом и термодинамическом равновесии. Звёзды - основные жители нашей Галактики . В ней насчитывается около 200 миллиардов звёзд. С помощью даже самых больших телескопов удаётся рассмотреть лишь полпроцента от общего количества звёзд Галактики. В звёздах сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе. Чем отличаются звёзды друг от друга? 1. Звезды почти целиком состоят из водорода (70-80%) и гелия (20-30%); доля всех остальных химических элементов составляет от 0,1% до 4%. 2. В недрах звезд происходят термоядерные реакции. 3. Существование звезд обусловлено равновесием сил тяготения и лучевого (газового) давления. 4. Законы физики позволяют рассчитывать все основные физические характеристики звезд на основе результатов астрономических наблюдений. 5. Основным, наиболее продуктивным методом исследования звезд является спектральный анализ их излучения. m-видимая звёздная величина (- 0 + ) L-светимость –зависит от T и размера, не зависит от расстояния от звезды до Земли T-температура определяет цвет звезды Светимость звезды L — полная энергия, излучаемая звездой по всем направлениям за единицу времени. Видимая звёздная величина m — мера наблюдаемого блеска небесного объекта, видимого с Земли. Абсолютная звёздная величина М — видимая звёздная величина, которую бы звезда имела, находясь на стандартном расстоянии 10 пк.
Чем массивнее звезда, тем короче её жизненный путь. Цвет звёзд зависит от температуры их внешних слоёв. Диапазон температур - от 2 000 до 60 000 °С. Самые холодные звёзды - красные, а самые горячие - голубые. По цвету звезды можно судить, насколько сильно раскалены её внешние слои. Астрономы оценивают величину звёзд по шкале, согласно которой, чем ярче звезда, тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Из-за того, что от звёзд приходит очень мало света, человеческий глаз способен различать цветовые оттенки только у самых ярких из них. В бинокль и тем более в телескоп (они улавливают больше света, чем глаз) цвет звёзд становится заметнее. Главная последовательность – это период существования звезд Вселенной, во время которого внутри её проходит термоядерная реакция, являющийся самым длинным отрезком жизни звезды. Наше Солнце сейчас находится именно в этом периоде. В это время звезда претерпевает незначительные колебания в яркости и температуре. Продолжительность такого периода зависит от массы звезды. У крупный массивных звёзд он короче, а у мелких длиннее. Очень большим звёздам внутреннего топлива хватает на несколько сотен тысяч лет, в то время, как малые звёзды, как Солнце, будут сиять миллиарды лет. Через 3 – 4 млрд. лет эволюции наше Солнце покинет главную последовательность, где оно находилось в состоянии относительной стабильности и переместится в нестабильную область красных гигантов . Пробыв в этой части диаграммы 1-1,5 млрд. лет, красный гигант – Солнце сбросит свои оболочки и резко за какие-нибудь несколько тысячелетий переместится в нижний левый край диаграммы в область, где тихо и стабильно существуют белые карлики. L – светимость пропорциональна массе звезды. L – пропорциональна температуре в 4 степени. самой большой звезды Вселенной. Самые яркие звёзды вечернего осеннего неба до полуночи. Оранжевый Арктур из созвездия Волопас Белая Вега из созвездия Лира Жёлтая Капелла из созвездия Возничий Такую красоту мы бы наблюдали на вечернем и ночном небе, если бы все эти звёзды находились на таком же расстоянии, как Солнце. Арктур 36св.лет 30R Солнца Вега 25св.лет 2,4R Солнца Капелла 41св.год 12R Солнца Из тех звезд, которые мы можем видеть невооруженным глазом на небосводе, наибольшей яркостью обладают: голубой гигант Ригель (созвездие Ориона) и красный гигант Денеб (созвездие Лебедя). Третья по яркости звезда – красный гигант Бетельгейзе, которая вместе с Ригелем составляет знаменитый Пояс Ориона. Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами. Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов: Белый карлик - проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды. Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики). Коричневый карлик — субзвездные объекты с массами в диапазоне 5—75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами. Черный карлик - остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца. Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 - в 1020 раз! 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, Возничего А - 1600 К. |