Физические характеристики звезд Термин Звезда излучающий

Физические характеристики звезд

Термин Звезда — излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза. Основные физические характеристики звезд: светимость, абсолютная и видимая звездные величины, масса, температура, размер, спектр. Звёздное небо в Альпах

Блеск Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивают в звёздных величинах. Исторически сложившаяся система звёздных величин присваивала 1 -ю величину наиболее ярким звёздам, а 6 -ю - самым слабым, находящимся на пределе видимости невооружённым глазом. Впоследствии, чтобы производить объективные количественные оценки звёздных величин, эту шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярче другой в 2, 512 раза. Для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом т (от лат. magnitude - "величина"), который ставят вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2, 3^m. Чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные звёздные величины. Так, полная Луна имеет блеск около -11^m (в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды - Сириуса), Венера - до -4^m. С изобретением телескопа астрономы познакомились со звёздами слабее б"1. Даже в бинокль могут быть видны звёзды 10^m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27 -29^m. Видимый блеск - легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды - светимость, надо знать расстояние до неё.

Расстояние Существует множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов* с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк. Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид*, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звёздная величина. В основном, для определения расстояния до далёких звёзд используется фотометрия. *цефеи ды — класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период—светимость, названный в честь звезды δ Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. *паралла кс — изменение видимого положения объекта относительно удалённого фона в зависимости от положения наблюдателя.

Звездная величина –мера яркости звезды. З. в. не дает истинного представления о мощности излу чения звезды. Близкая к Земле слабая звезда может вы глядеть ярче, чем далекая яркая звезда, т. к. поток излу чения, принимаемый от нее, уменьшается обратно про порционально квадрату расстояния. Видимая З. в. — блеск звезды, к-рый видит наблюдатель, глядя на небо. Абсолютная З. в. — мера истинной яркости, пред ставляет собой уровень блеска звезды, к-рый она имела бы, находясь на расстоянии 10 пк. Гиппарх изобрел си стему видимых З. в. во 2 в. до н. э. Звездам были приписа ны числа в зависимости от их видимой яркости; ярчай шие звезды были 1 -й величины, а самые слабые — 6 -й. В сер. 19 в. эта система была модифицирована. Современная шкала З. в. была установлена путем определения З. в. представительной выборки звезд вблизи сев. полюса мира (сев. полярный ряд). По ним определялись З. в. всех др. звезд. Это логарифмическая шкала, на к-рой звезды 1 -й величины в 100 раз ярче звезд 6 -й величины. По мере роста точности измерений пришлось вводить десятые доли. Самые яркие звезды ярче 1 -й величины, а нек-рые даже имеют отрицательные звездные величины.

Светимость– энергия, излучаемая звездой или другим небесным телом за единицу времени. Обычно дается в единицах светимости Солнца, выражается формулой lg (L/Lc) = 0, 4 • (Mc – M), где L и M – светимость и абсолютная звездная величина источника, Lc и Mc – соответствующие величины для Солнца (Mc = +4, 83). Также определяется по формуле L=4πR 2σT 4. Известны звезды, светимость которых во много раз превосходит светимость Солнца. Светимость Альдебарана в 160, а Ригеля в 80 000 раз больше, чем Солнца. Но подавляющее большинство звезд имеют светимости сравнимые с солнечной или меньше ее.

Масса Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а Масса звездная –параметр, непосредст венно определяемый только для также особенности её жизненного пути. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании компонентов двойных звезд с известными орбитами и расстояниями (M 1 закона всемирного тяготения. Такие оценкимассы лишь нескольких десятков звезд, числа звёзд, входящих в +M 2 = R 3/T 2). Т. о. установлены удалось получить для большого но двойные системы, измеряя больше го числа массу можно определить из центра масс. Все другие способы для гораздо скорости их движения вокруг общего зависимости масса – светимость. Массы больше 40 солнечных строятся солнечных вычисления массы считаются косвенными, поскольку они и менее 0, 1 не на законе тяготения, а на анализе тех очень редки. Массы так или иначе связаны с массой. Чаще всего звёздных характеристик, которые большинства звезд меньше солнечной. Температура в это светимость. Для многих центре таких звезд не может звёзд выполняется простое правило: чемдости гать уровня, при тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: выше светимость, котором начинаются реакции ядерного синтеза, и источником их энергии является только например, с увеличением массы– вдвое светимость объекты называют ся чем в 10 раз. Массы звёзд заключены в сжа тие Кельвина Гельмгольца. Такие возрастает более коричневыми пределах от нескольких десятков примерно до 0, 1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в карликами. Масса—светимость соотношение, найденное термоядерной энергии, такие объекты окажутся центре тела будет недостаточно высока для выработки в 1924 г. Эддингтоном соотношение между светимостью L и звездной массой образом, по массе звёзды различаются всего слишком холодными, их нельзя причислить к звёздам. ) Таким М. Соотно шение имеет вид L/Lс = (М/Мс)а, где Lс Мс — светимость и масса Солнца в несколько сот раз - гораздо меньше, чем поиразмерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более соответствен но, значение а обычно лежит в диапазоне 3— 5. Соотно шение миллиарда раз). Анализируя важнейшиенаблюдаемые св-ва звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные следует из того факта, что характеристики нормальных звезд смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и определяются главным образом их массой. Это соотношение для звездкарликов хорошо что превращаются, растратив запасы своей энергии. изменяются в течение жизни, восогласуется с наблюдениями. Считается, что она справедлива также для сверхгиган тов и гигантов, хотя их масса плохо поддается прямым измерениям. Соотношение не применимо к белым карликам, т. к. завышает их светимость.

Температура и цвет 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. Различия в спектрах звезд заключаются в разном распределении яркости вдоль непрерывного спектра и в том, что положение и интенсивность темных линий на фоне этого непрерывного спектра различны. Установлено, что наиболее горячими являются голубые, затем белые звезды. Температура их поверхностей составляет от 10 000 до 30 000° С, но иногда встречаются и более горячие звезды с температурой до - 100 000° С. Желтые звезды холоднее: температура их поверхностей около 6000° С. Наименее раскалены красные звезды: температура их поверхностей всего 3000° С, а иногда даже 2000° С и менее. В недрах звезд, как и в недрах Солнца, температура доходит до многих миллионов градусов.

Класс Температура, К Истинный цвет Видимый цвет Основные признаки A 7500— 10 000 белый Cильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов B 10 000— 30 000 бело-голубой и белый Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II. F 6000— 7500 жёлто-белый Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti. G 5000— 6000 жёлтый Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN. K 3500— 5000 оранжевый желтоватооранжевый Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметны. Появляются полосы поглощения Ti. O. M 2000— 3500 красный оранжевокрасный Интенсивны полосы Ti. O и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов. O 30 000— 60 000 голубой Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.

Размеры Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды? На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди "перекрывая" идущий Звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как точечные источники от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её Звезда даже в самый большой телескоп не может быть разрешена. истинные (линейные) размеры. Методы определения размеров звезд: Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр * по наблюдениям затмения Луной звезды можно определить угловой ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором - оптическим размер, а, зная расстояние до звезды, можно определить ее истинные, интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) линейные размеры; определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) во всём оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R^2*T^4. * непосредственно размеры звезды можно измерить на специальном приборе – оптическом интерферометре; Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, - так называемые белые карлики - имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных - красных сверхгигантов * размеры звезды можно рассчитать теоретически, исходя из оценок полной - таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной светимости и температуры по закону Стефана – Больцмана. системы оказалась бы внутри неё.

Структура В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро, конвективную зону и зону лучистого переноса. Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции. Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой <0. 5 Mʘ это занимает все пространство от поверхности ядра, до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой сравнимой с солнечной конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звезд она находится внутри, под лучистой зоной. Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности. На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1 — 2 порядка Расположение лучистой зоны и конвекционной в всё ещё горит водород, превышающей Мʘ таких слоев может быть 6, где в верхнем, первом слоезвездах разной массы а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро. Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трех частей: фотосферы, хромосферы и короны. Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр.

Спасибо за внимание. . . Презентацию подготовил: Коваленко Геннадий Ученик 11 -Б класса Донецкого лицея “Интеллект”