Звезды Выполнила Студентка группы 1 ВС Николаева Ксения

Звезды Выполнила Студентка группы 1 ВС Николаева Ксения

Звезда — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменны) шары. Образуются из газовопылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе.

Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4, 2 св. лет от нашей Солнечной системы (4, 2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3, 9× 1013 км).

Единицы измерения Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ, но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем: солнечная масса: солнечная светимость: солнечный радиус: Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы (а. е. ) — среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

Виды звезд Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр черного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определенный класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеры, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму "Абсолютная звездная величина" — "спектральный класс" различные звезды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды. Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существование классов звезд.

Звезды главной последовательности Наиболее многочисленный класс звезд составляют звезды главной последовательности, к такому типу звезд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность это то место диаграммы Герцшпрунга. Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счет энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью). Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890— 1924 годах.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд Кла сс Температура, K Истинный цвет Видимый цвет O 30 000— 60 000 голубой B A F 10 000— 30 000 7500— 10 000 6000— 7500 белый жёлто-белый 5000— 6000 жёлтый K 3500— 5000 оранжевый 2000— 3500 Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N, A. бело. Линии поглощения гелия и водорода. Слабые бело-голубой и линии H и К Ca II. белый G M Основные признаки красный белый Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов 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. 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. желтовато- Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы оранжевый поглощения Ti. O. оранжевокрасный Интенсивны полосы Ti. O и других молекул. Полоса G слабеет. Все еще заметны линии металлов.

Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XXв. , основываясь на представлениях о процессах происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется еще один класс - обозначаемый Y.

Белые карлики Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра.

В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых. Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты и сверхгиганты это звезды, с довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звезда величина таких объектов -3 m— 0 m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Переменные звёзды Переменная звезда - это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление:

1. Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой. 2. Пульсирующие переменные звезды — это звезды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.

3. Вращающиеся переменные звезды — это звезды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.

4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).

5. Затменно-двойные системы 6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением

7. Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Чёрные дыры У звёзд более массивных, чем предшественники нейтронных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут её покинуть, — объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют чёрными дырами.