Рассмотрение эволюции и химического состава звезд. Классификация звезд по физическим характеристикам: мощности ее излучения (в астрономии светимости), массы, радиуса, температуры и химического состава атмосферы. Изучение двойных и переменных звезд.
Аннотация к работе
Чтобы любоваться звездным небосводом, совсем не обязательно описывать все звезды и выяснять их физические и химические характеристики - они красивы сами по себе. Но если рассматривать звезды как природные объекты, естественный путь к их познанию лежит через измерения, сопоставление их свойств и составление классификации. Мы живем в относительно спокойной области Вселенной, именно поэтому жизнь на Земле возникла и существует в продолжение такого огромного (по человеческим меркам) промежутка времени. Поэтому разнообразие мира звезд долгое время оставалось скрытым от человеческого глаза.Звезда расширяется до грандиозных размеров и сжимается до нескольких десятков километров. Звезды образуются из космических газопылевых облаков, При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается. Когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции - образуется звезда. Далее звезда станет белым карликом, а в конечной стадии нейтронной звездой или черной дырой. В начале ХХ в., благодаря трудам английского астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звездах как о раскаленных газовых шарах, заключающих в своих недрах источник энергии - термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода.Самые яркие звезды были названы звездами l-й величины, самые слабые, еще доступные простому глазу, находящиеся на границе видимости, были названы звездами 6-й величины. Букву m при обозначении звездной величины принято писать в виде показателя степени при числовом значении величины: например, звезда 3-й величины записывается так: 3m. Из изложенного видно, что «величина» не имеет ничего общего с действительной величиной звезд и представляет просто фотометрическую характеристику блеска звезды. Для пользования шкалой звездных величин установлена нулевая точка - величина какой-либо одной звезды. Определение этой нулевой точки, произвольно: можно взять любую звезду и дать ей произвольную, определенную числовую величину, тогда все звезды будут определены по отношению к ней.Двойными звездами называются пары звезд, находящиеся на очень близком угловом расстоянии друг от друга. Оптические (визуально-двойные) представляют собой просто случайное соединение двух звезд на одном и том же луче зрения. Эти звезды представляют большой интерес, так как дают много важного материала для познания природы звезд. Спектрально-двойными называются звезды, двойственность которых обнаруживается исключительно при помощи спектрального анализа. Переменные звезды, у которых изменение блеска обусловливается внутренними процессами, происходящими в самих звездах, называются физическими переменными.На протяжении многих веков астрономия накапливала данные о звездах. Классифицируя звезды по химическому составу, ориентируются на содержание в них элементов, тяжелее гелия. Основой классификации звезд служат их физические характеристики - блеск, светимость, размер, температура, масса. Звезды классифицируются по «звездной» и абсолютной величине, по светимости и цвету, по степени ионизации элементов. Изучая физические характеристики можно сделать предположение, что все звезды имеют более-менее одинаковую массу, в то время как все другие характеристики изменяются в сотни тысяч и многие миллионы раз.
План
Содержание
Введение
1. Эволюция и химический состав звезд
2. Классификация звезд по физическим характеристикам
3. Двойные и переменные звезды
Заключение
Список литературы
Введение
Чтобы любоваться звездным небосводом, совсем не обязательно описывать все звезды и выяснять их физические и химические характеристики - они красивы сами по себе. Но если рассматривать звезды как природные объекты, естественный путь к их познанию лежит через измерения, сопоставление их свойств и составление классификации.
Мы живем в относительно спокойной области Вселенной, именно поэтому жизнь на Земле возникла и существует в продолжение такого огромного (по человеческим меркам) промежутка времени. Однако, с точки зрения исследования звезд этот серьезный минус. На многие парсеки вокруг (парсек - единица звездных расстояний, равная 3,26 светового года или примерно 30 трлн. км) расположены только неяркие и невыразительные светила, подобные нашему Солнцу. А все редко встречающиеся типы звезд находятся очень далеко. Поэтому разнообразие мира звезд долгое время оставалось скрытым от человеческого глаза. Изобретение мощных астрономических приборов, позволило осознать насколько все звезды разные.
Основными характеристиками звезды, которые могут быть тем или иным способом определены из наблюдений, являются мощность ее излучения (в астрономии светимость), масса, радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная данные параметры, вычисляется возраст звезд. Перечисленные параметры изменяются в очень широких пределах. Кроме того, они взаимосвязаны.
Проследить жизнь звезды от начала до конца невозможно, однако можно наблюдать много звезд, находящихся на разных стадиях развития, и по многочисленным «звездным портретам» восстановить эволюционный путь каждой звезды. звезда светимость переменный химический
Вывод
На протяжении многих веков астрономия накапливала данные о звездах. На основании этих данных строятся различные классификационные системы. В данной работе мы рассмотрели некоторые классификационные характеристики.
По нахождению на различных стадиях своей жизни звезды бывают голубыми и красными гигантами, белыми карликами, нейтронными звездами или черными дырами.
Классифицируя звезды по химическому составу, ориентируются на содержание в них элементов, тяжелее гелия. Этих элементов, как правило, не более 2%, но они определяют, к какой группе принадлежит звезда.
Основой классификации звезд служат их физические характеристики - блеск, светимость, размер, температура, масса. Звезды классифицируются по «звездной» и абсолютной величине, по светимости и цвету, по степени ионизации элементов. Наиболее наглядно группы звезд отражены в диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Изучая физические характеристики можно сделать предположение, что все звезды имеют более-менее одинаковую массу, в то время как все другие характеристики изменяются в сотни тысяч и многие миллионы раз.
Большой интерес представляет классификация и изучение двойных и переменных звезд.
Двойные звезды и кратные системы могут быть оптически и физически дойными. Их двойственность объясняется соответственно геометрическими эффектами и физическим взаимодействием.
Переменные звезды бывают затменные и физические. Переменность затменных звезд объясняется опять-таки геометрическими эффектами, а физических переменных - внутренними процессами.
Самые известные звезды
№ Обозначение Название Созвездие Видимая звездная величина Расстояние до Земли (св. лет) Описание
1 СОЛНЦЕЗОДИАКАЛЬНЫЕ созвездия?26,728,32 ± 0,16 св. МИНЦЕНТР Солнечной системы, в которую входит Земля
2 ?С Центавра Проксима Центавра Центавр 11,09 4,225 Ближайшая к Солнцу звезда
3 ? Большого Пса Сириус Большой Пес ?1,43 8,58 Ярчайшая (после Солнца) звезда из визуально наблюдаемых с Земли
4 ? Малой Медведицы Полярная звезда Малая Медведица 1,97 431,4 Важнейшая навигационная звезда, указывающая направление на север
5 ? Киля - Киль 6,21 7000-8000 Гипергигант. Одна из самых больших и ярких звезд, примерно в 5 млн раз ярче Солнца.
6 ? Скорпиона Антарес Скорпион 1,06 604 Одна из самых ярких и крупных звезд из числа ближайших к Земле. В крупнейшие телескопы видна как диск, а не как точка[24]
7 HIP 87937 Звезда Барнарда Змееносец 9,53 5,963 Звезда, обладающая наивысшей скоростью собственного движения
8 PSR B1919 21 - Лисичка ? 2283,12 Первый из открытых пульсаров (1967 год)
Основная (гарвардская) спектральная классификация звезд
Класс Температура, K Истинный цвет Видимый цвет Основные признаки [4]
O 30 000-60 000 Голубой голубой Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.
B 10 000-30 000 бело-голубой бело-голубой и белый Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A 7500-10 000 Белый белый Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F 6000-7500 желто-белый 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 Желтый желтый 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 желтовато-оранжевый Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметны. Появляются полосы поглощения TIO.
M 2000-3500 Красный оранжево-красный Интенсивны полосы TIO и других молекул. Полоса G слабеет. Все еще заметны линии металлов.
Список литературы
1. Астрономический словарь - М., 2011.
2. Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. - М., 2010.
3. Дагаев М.М. Наблюдения звездного неба - М.: Наука, 2013.
4. Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной. - М.,1013.
5. Ивлев О.А. Наблюдение звездного неба в телескоп - М.: Космоинформ, 2011.