Таблица характеристики звезд: Основные характеристики звезд - Управленческое образование

Содержание

Основные характеристики звезд

3. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД

Звезда — это горячий газовый шар, разогреваемый за счет ядерной энергии и удерживаемый силами тяготения. Основную информацию о звездах дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях спектра. Главными факторами, определяющими свойства звезды, являются её масса, химический состав и возраст. Звезды должны меняться со временем, так как они излучают энергию в окружающее пространство. Информация о звездной эволюции может быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры её поверхности (рис.9).

Pис. 9. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Линия показывает начальные положения звезд с различными массами на главной последовательности

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно.

Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью. Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды. Солнце находится на главной последовательности. Его положение указано на рис. 9.
Следующие по населенности области после главной последовательности — белые карлики, красные гиганты и красные сверх-гиганты. Красные гиганты и сверхгиганты — это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер.
Светимость звезды — полная энергия, испускаемая звездой в единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей Земли, если известно расстояние до звезды.

Из термодинамики известно, что, измеряя длину волны в максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело с температурой 3 K будет иметь максимум спектрального распределения на частоте 3·10¹¹ Гц. Черное тело с температурой 6000 K будет излучать зеленый свет. Температуре 10⁶K соответствует излучение в рентгеновском диапазоне. В таблице 2 приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, наблюдаемым в оптическом диапазоне.

Таблица 2

Цвет и длина волны

Цвет	Диапазон длин волн,
Фиолетовый, синий	3900 — 4550
Голубой	4550 — 4920
Зеленый	4920 — 5570
Желтый	5570 — 5970
Оранжевый	5970 — 6220
Красный	6220 — 7700

    Температура поверхности звезды рассчитывается по спектральному распределению излучения.
    Классификацию спектрального класса звезд легко понять из таблицы 3.
    Каждая буква характеризует звезды определенного класса. Звезды класса O самые горячие, класса N — самые холодные. В звезде класса O видны в основном спектральные линии ионизованного гелия. Солнце принадлежит к классу G, для которого характерны линии ионизованного кальция.

В таблице 4 приведены основные характеристики Солнца. Пределы изменения таких характеристик звезд как масса (M), светимость (L), радиус (R) и температура поверхности (T) даны в таблице 5.

Таблица 3

Спектральные классы звезд

Обозначение класса звезд	Характерный признак спектральных линий	Температура поверхности, K
O	Ионизованный гелий	> 30 000
B	Нейтральный гелий	11 000 — 30 000
A	Водород	7 200 — 11 000
F	Ионизованный кальций	6 000 — 7 200
G	Ионизованный кальций, нейтральные металлы	5 200 — 6 000
K	Нейтральные металлы	3 500 — 5200
M	Нейтральные металлы, полосы поглощения молекул	< 3 500
R	Полосы поглощения циана (CN)₂	< 3 500
N	Углерод	< 3 500

Рис.

10. Соотношение масса-светимость

Для звезд главной последовательности с известной массой зависимость масса-светимость показана на рис.10 и имеет вид
L ~ Mⁿ, где n = 1.6 для звезд малой массы (M < M ) и n = 5.4 для звезд большой массы (M > M). Это означает, что перемещение вдоль главной последовательности от звезд меньшей массы к звездам большей массы приводит к увеличению светимости.

Таблица 4

Основные характеристики Солнца

Масса M	2·10³³ г
Радиус R	7·10¹⁰ см
Светимость L	3. 83·10³³ эрг/с (2.4·10³⁹МэВ/с)
Поток излучения с единицы поверхности	6.3·10⁷ Вт/м²
Средняя плотность вещества	1.4 г/см³
Плотность в центре	~100 г/см³
Температура поверхности	6·10³ K
Температура в центре	1.5·10⁷ K
Химический состав: водород гелий углерод, азот, кислород, неон и др.	74% 23% 3%
Возраст	5·10⁹ лет
Ускорение свободного падения на поверхности	2. 7·10⁴ см/с²
Шварцшильдовский радиус — 2GM /c²(c — скорость света)	2.95 км
Период вращения относительно неподвижных звезд	25.4 суток
Расстояние до центра Галактики	2.6·10¹⁷ км
Скорость вращения вокруг центра Галактики	220 км/с

Таблица 5

Пределы изменения характеристик различных звезд

Таким образом, более массивные звезды оказываются и более яркими.
В левой нижней части диаграммы (рис.9) — вторая по численности группа — белые карлики. В правом верхнем углу диаграммы группируются звезды с высокой светимостью, но низкой температурой поверхности — красные гиганты и сверхгиганты. Этот тип звезд встречается реже. Названия “гиганты” и “карлики” связаны с размерами звезд. Белые карлики не подчиняются зависимости масса-светимость, характерной для звезд главной последовательности. При одной и той же массе они имеют значительно меньшую светимость, чем звезды главной последовательности.

Звезда может находиться на главной последовательности на определенном этапе эволюции и быть гигантом или белым карликом на другом. Большинство звезд находится на главной последовательности потому, что это наиболее длительная по времени фаза эволюции звезды.
Одним из существенных моментов в понимании эволюции Вселенной является представление о распределении образующихся звезд по массам. Изучая наблюдаемое распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, можно получить распределение звезд по массам в момент рождения. Установлено, что вероятность рождения звезды данной массы, очень приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):

F(M) ~ M^-7/3.

Однако это лишь общая закономерность. В некоторых областях наблюдается дефицит массивных звезд. В областях, где много молодых звезд, звезд малой массы меньше. Считается, что первые звезды были в основном яркими, массивными и короткоживущими.
По-видимому, функция масс должна обрываться на нижнем конце около масс ~ (0.1 — 0.025) M . Используя в качестве нижней оценки два значения масс M ~ 0.1 M и 0.025 M , можно получить относительную массу звезд, имеющих массы больше 5M :

и долю массы звезд, имеющих массу меньше солнечной, —

Для того, чтобы объяснить наблюдаемые распространенности различных элементов, необходимо предположить, что в звездах происходят ядерные реакции, в которых и образуются эти элементы. Особенности протекания ядерных реакций рассмотрены ниже.

Характеристики звезд — О’Пять пО физике!

Звезды — небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространённые объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах, остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.

Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.

При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.

БЛЕСК

Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, — это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивают в звёздных величинах (см. статью «Звёздные величины»). 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 прим. 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.

РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД

Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины. К счастью, наблюдатель вместе с нашей планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — а это уже порядочный базис.

Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд и галактик. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксам. Из геометрических соображений ясно, что он в точности равен тому углу, под которым были бы видны эти две точки земной орбиты со стороны звезды, и зависит как от расстояния между точками, так и от их ориентации в пространстве.

Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1″. Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии — парсек (сокращение от «параллакс» и «секунда»). Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1». Другими словами, радиус земной орбиты, равный одной астрономической единице (1 а. е.), виден с такой звезды под углом 1″. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

r = 1/п (пи)

где r — расстояние в парсеках, п — годичный параллакс в секундах.

Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звёзд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далёкой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.

Химический состав звезд

Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

СВЕТИМОСТЬ

Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:

L© = 4*10²⁶Вт

Сириус 22 L©

Канопус 4700 L©

Арктур 107L©

Вега 50 L©

Это, однако, не означает, что Солнце очень «бледно» выглядит по сравнению с остальными звёздами. Его светимость в звёздном мире выше средней. Так, из нескольких десятков звёзд, расстояния до которых не превышают 15 световых лет, только две — Сириус и Процион — имеют более высокую светимость, чем Солнце, и ещё одна — алюфа Центавра — лишь немного уступает ему, у остальных же светимость значительно ниже. Известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце, Интервал светимостей наблюдаемых звёзд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз!

ЦBET И ТЕМПЕРАТУРА

Одна из легко измеряемых звёздных характеристик — цвет. Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру.

В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой — один кельвин (1 К) -тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С), а начало шкалы сдвинуто на -273 (0 К = -273 °С).

Самые горячие звёзды — всегда голубого и белого цвета, менее горячие — желтоватого, холодные — красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов — горячее любого расплавленного металла.

Человеческий глаз не способен очень точно определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД

Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства — дифракционной решётки — раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое — красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.

Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов — водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра.

В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).

В начале XX в. в Гарвардской обсерватории (США) была разработана спектральная классификация звёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами О, В, A, F, G, К, М, они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой (Для запоминания: O Be A Fine Girl Kiss Me или Однажды Бритый Американец Финики Жевал Как Морковь). Вдоль этой последовательности уменьшается температура звёзд и меняется их цвет — от голубого к красному.

Звёзды, относящиеся к классам О, В и А, называют горячими или ранними, F и G — солнечными, К и М — холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы. Таким образом, получается плавная последовательность подклассов. Например, за подклассом G9 следует К0 и т. д. «Спектральные паспорта» звёзд выглядят следующим образом:

Солнце G2 Сириус А1 Канопус F0 Арктур К2 Вега А0 Ригель В8 Денеб А2 Альтаир А7 Бетельгейзе М2
Полярная F8

РАЗМЕРЫ ЗВЁЗД

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 от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные (линейные) размеры.

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 ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором — оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) 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 R²T⁴. Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получаем удобную для вычислений формулу:

позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).

Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название «белый карлик»), введены с 1953 года на:

Сверхгиганты (I)
Яркие гиганты (II)
Гиганты (III)
Субгиганты (IV)
Карлики главной последовательности (V)
Субкарлики (VI)
Белые карлики (VII)

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 — таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.

МАССА ЗВЕЗДЫ

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 также особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высока для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звёздам.) Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз — гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).

Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела.

Звезды главной последовательности подразделяются на классы, которые мы рассмотри ниже:

Класс O — это голубые звезды, их температура 22 000 °С. Типичные звезды — Дзета в созвездии Кормы, 15 Единорога.

Класс В – это бело-голубые звезды. Температура их 14 000 °С. Температура их 14 ООО °С. Типичные звезды: Эпсилон в созвездии Ориона, Ригель, Колос.

Класс A — это белые звезды. Их температура 10 000 °С. Типичные звезды — Сириус, Вега, Альтаир.

Класс F – это бело-желтые звезды. Температура их поверхности 6700 °С. Типичные звезды Канопус, Процион, Альфа в созвездии Персея.

Класс G — это желтые звезды. Температура 5 500 °С. Типичные звезды: Солнце (спектр С-2), Капелла, Альфа Центавра.

Класс K — это желто оранжевые звезды. Температура 3 800 °С. Типичные звезды: Артур, Поллукс, Альфа Большой Медведицы.

Класс M -. Это красные звезды. Температура 1 800 °С. Типичные звезды: Бетельгейзе, Антарес

Кроме звезд главной последовательности, астрономы выделяют такие типы звезд:

Коричневые карлики — звезды, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Их спектральный класс М — T и Y. В коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса все же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды. Коричневые карлики — довольно «тусклые» объекты, если этот термин может быть применим к подобным телам, и астрономы исследуют их в основном благодаря выделяемому ими инфракрасному излучению.

Красные гиганты и сверхгиганты — это звезды с довольно низкой эффективной температурой в 2700- 4700°С, однако с огромной светимостью. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Звезды типа Типа Вольфа — Райе — класс звезд, для которых характерна очень высокая температура и светимость. Звезды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звезд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации. Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа — Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции.

Звезды типа T Тельца — класс переменных звезд, названный по имени своего прототипа Т Тельца (протозвезды на конечном этапе развития). Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности. Они принадлежат к звездам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Температура их поверхности такая же, как и у звезд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.

Яркие голубые переменные, также известные как переменные типа S Золотой Рыбы — это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы. Встречаются исключительно редко. Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу массы звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звездами во Вселенной.

Белые карлики – тип «умирающих» звезд. Небольшие звезды типа нашего Солнца , которые широко распространены во Вселенной в конце своей жизни превратятся в белых карликов — это маленькие звезды(бывшее ядра звезд) с очень высокой плотностью, которая в миллион раз выше плотности воды. Звезда лишена источников энергии и, постепенно остывает, становясь темной и невидимой, однако процесс остывания может длиться миллиарды лет.

Нейтронные звезды – класс звезд, как и белые карлики, образуются после гибели звезды с массой 8-10 масс Солнца (звезды с большей массы уже образуют черные дыры). В данном случае ядро сжимается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Одной из особенности нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретенному звездой из-за несферического коллапса, в космосе наблюдаются радио- и рентгеновские источники, которые называются пульсары.

Эволюция звезд

Основные характеристики звезд

Теорема о вириале

Средняя кинетическая энергия материальной точки, совершающей пространственно ограниченное движение под действием сил притяжения, подчиняющихся закону обратных квадратов, равна половине её средней потенциальной энергии с обратным знаком.

Рассмотрим движение одной материальной точки в поле центральных сил, описываемых потенциалом:

U(r) = C/r,

где C — константа. В нерелятивистском случае уравнение движения имеет вид:

(1).

Умножая обе части уравнения (1) скалярно на , получаем:

Рассмотрим выражение:

Усредняя по большому интервалу времени и учитывая, что , получаем:

или

(2)

что и требовалось доказать.
Для системы материальных точек имеем:

(

Средняя полная
кинетическая энергия

)

(

Средняя полная
потенциальная энергия

)

(3)

Согласно теореме о вириале у звезды, находящейся в термодинамическом равновесии, средняя тепловая энергия и средняя гравитационная энергия связаны соотношением:

2_тепл + _гравит = 0

(4).

Полная энергия звезды дается выражением:

E = _тепл + _гравит = —_тепл

(5)

    Это означает, что теплоемкость звезды является отрицательной величиной: потери энергии на излучение не охлаждают звезду, а, наоборот, нагревают. Действительно, пусть звезда в результате излучения потеряла энергию E, тогда её тепловая энергия изменится от _тепл= — E до _тепл= — (E - ΔE) = — E + ΔE, т.е. увеличится, что и приводит к увеличению температуры звезды.
    Как звезда попадает на главную последовательность? В образующейся звезде возможны два способа переноса тепла из более горячей центральной области к холодной периферии. Первый способ — конвекция, в процессе которой горячие частицы пыли и газа перемещаются из более нагретой центральной области на периферию. Второй способ — излучение. В этом случае тепло переносится фотонами.
    В зависимости от условий, существующих в среде, роль этих механизмов может быть различной. В процессе сжатия звезды плотность вещества звезды возрастает и конвекция становится менее эффективным способом переноса энергии и в результате светимость звезды ослабевает. Эта фаза в истории звезды называется фазой Хаяши. Для этой фазы характерно примерное постоянство температуры поверхности звезды - около 4000 K. При температуре >4000 K происходит ионизация атомов и свободные электроны начинают эффективно рассеивать излучение, т.е. под поверхностью протозвезды, находящейся при температуре выше 4000 K, излучение оказывается в ловушке. В конце фазы Хаяши в протозвезде перенос тепла от центра к периферии происходит за счет излучения. Звезда продолжает сжиматься и температура в центре звезды возрастает. Возрастает температура и на поверхности. Однако темп роста температуры в центре звезды оказывается существенно выше. При температуре несколько тысяч градусов на поверхности звезды температура в центре звезды достигает миллионов градусов. В конце фазы Хаяши звезда попадает на главную последовательность.
    Рассмотрим два состояния вещества с полной массой M. Состояние I — это состояние когда вся масса сконцентрирована внутри шара радиуса R. Состояние II — это когда всё вещество разнесено на бесконечность. Чтобы перейти от состояния I к состоянию II необходимо затратить энергию. Вычисления, основанные на законе тяготения Ньютона, приводят к следующему выражению для гравитационной потенциальной энергии:

U_гравит

где G — гравитационная постоянная, R — радиус звезды. При этом предполагается, что вещество равномерно распределено внутри сферы радиуса R. В качестве нулевого уровня отсчета энергии выбирается состояние II. Поэтому гравитационная потенциальная энергия должна быть отрицательной. Итак, величина полной гравитационной энергии, освобождаемой при сжатии звезды, по порядку величины равна:

E_гравит

(6)

Для типичных астрономических объектов эта величина дана в табл. 6.

Таблица 6

Гравитационная энергия типичных астрономических объектов

Астрономический объект	Гравитационная энергия, эрг
Луна	1.3·10³⁶
Земля	2. 0·10³⁹
Солнце	2.0·10⁴⁸
Белый карлик	2.4·10⁵⁰
Нейтронная звезда	1.0·10⁵³
Наша Галактика	5.0·10⁵⁹

Итак, звезда медленно сжимается и излучает энергию во внешнее пространство.
Если светимость звезды L, то за счет гравитационного сжатия звезда может излучать в течение времени

T_гравит =

(7)

Для Солнца можно рассчитать энергию E_гравит, которую оно излучило, сжимаясь до настоящего состояния (R =7·10¹⁰см, M =2·10³³ г):

(E_гравит) = = 2. 0·10⁴⁸ эрг.

В настоящее время светимость Солнца L ~ 4·10³³ эрг/с. Считая её постоянной, можно оценить время излучения Солнца за счет гравитационного сжатия:

(T_гравит) = = 17 млн лет.

Это означает, что если бы высвобождающаяся за счет гравитационного сжатия энергия была единственным источником энергии Солнца, то время его существования исчислялось бы десятками млн лет. Однако это противоречит данным геологии. Палеонтологические данные указывают на наличие на Земле примитивных форм жизни по крайней мере 3 млрд лет назад. Следовательно, должен существовать другой механизм выделения энергии в звездах. Таким механизмом является синтез легких ядер.

Ядерные реакции в звездах

Время излучения звезд за счет гравитационного сжатия не превышает 5·10⁹ лет для всех звезд в наблюдаемом интервале масс. Процесс гравитационного сжатия звезды с повышением температуры будет продолжаться до тех пор пока температура в центре звезды не поднимется до 10⁷ K. Гравитационное сжатие будет остановлено начавшейся ядерной реакцией горения водорода. Масса ядра водорода составляет 1.0073 атомных единиц массы (а.е.м.), масса ядра гелия 4.0015 а.е.м. При образовании одного ядра гелия путем слияния четырех ядер водорода дефект массы составляет M = 0.0277 а.е.м., что соответствует высвободившейся энергии

E = c²M = 4.1·10^-5 эрг.

Если считать, что Солнце состоит только из водорода и в результате ядерной реакции 4p ⁴He (рис.14) происходит полное сгорание водорода и превращение его в гелий, полная выделившаяся при этом энергия составляет E_ядерн = 1.3·10⁵² эрг. Учитывая светимость Солнца (L = 4·10³³ эрг/с), получим, что при современном темпе сгорания водорода за счет ядерного источника Солнце способно излучать 100 млрд лет

(T_ядерн) = 1. 3·10⁵² эрг/ 4·10³³ эрг/c3·10¹⁸ с = 10¹¹ лет.

    На самом деле горение водорода с образованием гелия происходит в ограниченной центральной области Солнца. В результате потери энергии на излучение ежесекундно масса Солнца уменьшается на 4.3 млн тонн.
    При сгорании водорода температура ядра звезды остается относительно постоянной и составляет примерно 10⁷ K. Звезда находится в состоянии квазистатического равновесия, при котором энергия, высвобождаемая в термоядерных реакциях, компенсирует потери энергии на излучение с поверхности звезды. Звезда будет устойчива, когда уравновешиваются противодействующие эффекты гравитации и стремления горячих газов к расширению.
    Рассмотрим, что будет происходить со звездой, если температура внутри неё внезапно начнет увеличиваться или уменьшаться. Если температура в центре звезды начнет увеличиваться, то там будет вырабатываться больше энергии, чем излучается с поверхности. При этом давление внутри звезды повышается и она начнет расширяться. Увеличение размеров звезды приведет к тому, что скорость протекания термоядерных реакций уменьшится и температура в центре звезды начнет падать. И, наоборот, если поверхность звезды охлаждается быстрее, чем вырабатывается энергия в звезде, то звезда начнет сжиматься и скорость протекания ядерных реакций увеличивается. Процесс стабилизации температуры звезды на этой стадии её эволюции происходит таким образом, что вырабатываемая в результате термоядерных реакций энергия, излучается без каких-либо резких изменений.
    В стадии квазистатического равновесия в каждой точке звезды вес внешних слоев уравновешивается газовым и световым давлением. Таким образом, начавшаяся термоядерная реакция сразу же прекращает дальнейшее сжатие звезды и она обретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой Солнца практически не меняются в течение нескольких млрд лет. Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности для звезд различной массы приведены в табл. 7.

Таблица 7

Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности звезд различной массы

M/M	Время достижения главной последовательности, лет	Время жизни на главной последовательности, лет
15	6.2·10⁴	1.0·10⁷
9	1. 5·10⁵	2.2·10⁷
5	5.8·10⁵	6.8·10⁷
3	2.5·10⁶	2.3·10⁸
2.25	5.9·10⁶	5.0·10⁸
1.5	1..8·10⁷	1.7·10⁹
1.25	2. 9·10⁷	3.0·10⁹
1.0	5.0·10⁷	8.2·10⁹
0.5	1.5·10⁸	5.0·10¹⁰

    Передача энергии из глубины звезды, где вещество существует в виде горячей плазмы, во внешние слои происходит благодаря двум основным механизмам:
    1. В результате конвективного движения более горячее вещество из центральной части звезды, расширяясь, перемещается во внешние менее плотные слои.
    2. Фотоны, испускаемые атомами, находящимися в возбужденном состоянии, поглощаются другими атомами и вновь излучаются. Такой процесс происходит многократно. При этом энергии фотонов уменьшаются за счет каскадных переходов и существенно возрастает время их диффузии во внешние слои. Так, например, в случае Солнца время диффузии с переизлучением квантов, образовавшихся в центре Солнца, к периферии составляет ~ 60 млн лет.
    Какой из этих двух механизмов важнее, зависит от условий внутри звезды. В звездах малой массы в центре звезды преобладает перенос энергии за счет излучения, а в оболочке происходит конвективный процесс. В очень массивных звездах в сердцевине преобладает конвекция, а на периферии — излучение. Так в случае звезд с M > 2M на стадии CNO — цикла основной механизм передачи энергии в центре — конвекция. По мере уменьшения давления увеличивается длина свободного пробега фотона и основную роль начинает играть механизм передачи энергии за счет излучения.
    Из-за не очень сильной температурной зависимости pp-цикла ядро Солнца лучистое. Во внутренней области Солнца при температурах 10⁶ — 10⁷ K атомы водорода и гелия ионизованы. Во внешних областях, где температура падает до 10⁴ — 10⁵ K, атомы уже могут находиться в нейтральном состоянии. Происходит изменение механизма передачи энергии. Атом водорода может эффективно поглощать фотоны, переходя в ионизованное состояние, и вновь излучать их, становясь нейтральным. Поэтому увеличивается вероятность захвата фотонов и возрастает роль конвективного механизма передачи энергии. Конвекция вещества внутри звезды играет существенную роль в протекании ядерных реакций, так как происходит эффективное перемешивание слоев звезды, имеющих различный химический состав.
    Ядерные реакции, протекающие в звездах при сверхвысоких температурах, имеют ряд особенностей. В обычных условиях заряженная частица, обладающая достаточной энергией для того, чтобы произошла ядерная реакция, двигаясь в среде, быстро теряет свою энергию на возбуждение и ионизацию атомов среды. Потеряв энергию, заряженная частица не в состоянии преодолеть кулоновский барьер. Поэтому даже для достаточно энергичных заряженных частиц эффективность ядерного взаимодействия оказывается низкой из-за потерь энергии на ионизацию.
    При высоких температурах звездная материя ионизована и поэтому потери энергии на ионизацию и возбуждение атомов отсутствуют.
    Следующая особенность протекания реакций в звездах обусловлена распределением ядер по скоростям. Если звезда имеет температуру около 10⁷ K, то средняя энергия ядер E_ср = 3/2 kT ~ 1 кэВ мала по сравнению с высотой кулоновского барьера даже для самых легких ядер ( ~ 10³кэВ). Однако, в системе, находящейся в термодинамическом равновесии, имеются ядра, энергия которых значительно превосходит E_ср (число их можно оценить, исходя из распределения Максвелла). Это, наряду с эффектом квантовомеханического туннелирования для основной части ядер, имеющих энергию ниже высоты кулоновского барьера, приводит к тому, что реакции в звездах могут протекать при значительно более низких температурах.

Рис. 11. Зависимость от энергии числа ядер в звездах n, эффективного сечения ядерной реакции σ, а также их произведения nσ

Произведение максвелловского распределения n(E) на скорость протекания ядерной реакции, пропорциональную её эффективному сечению σ(E), имеет максимум, отвечающий ядрам, с наибольшей вероятностью вступающим в ядерную реакцию (рис.11).
Этот максимум для многих термоядерных реакций лежит в районе E₀> 10 kT. Скорость протекания термоядерной реакции r_aA в звездах (число актов реакции слияния в единицу времени в единице объема) между частицами a и A описывается выражением:

r_aA= ρ_a ·ρ_A ·w_aA (T)

(8)

где ρ_a, ρ_A — плотности частиц a и A, вступающих во взаимодействие; w_aA — зависящая от температуры вероятность реакции. Последняя равна произведению эффективного сечения реакции σ_aA и относительной скорости v взаимодействующих частиц, усредненному по максвелловскому распределению:

Эта величина называется удельной скоростью термоядерной реакции (она совпадает с r_aA при ρ_a= ρ_A= 1) и определяется из соотношения

где n(v) — распределение по относительным скоростям частиц a и A.
Эффективная энергия ядерных реакций E₀ в звездах зависит от температуры T, зарядов частиц, вступающих во взаимодействие, и приведенной массы этих частиц следующим образом:

(9)

Здесь заряды выражены в единицах элементарного заряда; T в единицах 10⁹ К; М — в а. е.м. (1 а.е.м. = 935.5 МэВ/c²1/66·10^-24 г). При малых энергиях столкновения и предположении, что частица и мишень окажутся в пределах действия ядерных сил, для σ_aA(E) можно использовать следующее выражение

σ_aA(E) = ²·P(E),

где - длина волны де Бройля налетающей частицы (² ~ 1/E), а P(E) — фактор кулоновской проницаемости Гамова:

P(E) = (E_G/E)^1/2exp[-(E_G/E)^1/2],

(10)

где E_G — энергия Гамова (), которая выражается в МэВ, если М — в а.е.м..
Обычно вводится слабо зависящая от энергии функция S(E), которая позволяет более точно экстраполировать величину сечений реакций, измеренных при более высоких лабораторных энергиях в пороговую область, т. е. к звездным условиям. Эта функция вводится следующим образом:

σ(E) = S(E)/Eexp[-(E_G/E)^1/2].

Отсюда следует, что

S(E) = E(E)exp(E_G/E)^1/2.

(11)

Сечения многих термоядерных реакций определены вплоть до довольно низких энергий ~ (5 - 10) кэВ. На основе этих данных получены функции S(E).
Удельная скорость ядерной реакции как функция температуры T (а также вид функции S(E)) существенно зависит от того, есть ли резонанс вблизи энергии сталкивающихся частиц или нет. Для нерезонансной реакции:

_нерез ~ S(E₀)T^-2/3exp(-3E₀/kT).

(12)

Для резонансной реакции:

_рез ~ S(E_рез)T^-3/2exp(-3E_рез/kT).

(13)

    Таким образом, для вычисления скорости ядерной реакции в звездах необходимо, помимо плотностей сталкивающихся частиц, знать:
    1) распределение температуры внутри звезды;
    2) эффективные сечения реакций вплоть до достаточно низких энергий взаимодействующих частиц, соответствующих температуре ~ 10⁷K. Эта температура отвечает кинетической энергии ~ 1 кэВ.
    В звездах реакции между двумя ядрами происходят при их сближении до расстояний ~ 10^-13 см в результате туннелирования через кулоновский барьер. Для энергий столкновения ниже кулоновского барьера сечение ядерной реакции падает по экспоненциальному закону. Поэтому для надежных оценок скорости ядерных реакций в звездах необходимы измерения сечений ядерных реакций при энергии ниже кулоновского барьера, что является достаточно сложной экспериментальной задачей. Так, например, в настоящее время для имеющих важное значение ядерных реакций в звездах ⁷Be(p,γ), ²⁵Mg(p,γ), ¹²C(α,γ) сечения реакций измерены вплоть до энергий 120 кэВ, 190 кэВ и 1 МэВ, соответственно. Предел со стороны низких энергий определяется величиной космического фона. В то же время сечения для указанных реакций должны быть известны до энергии 19 кэВ, 39 кэВ и 300 кэВ, соответственно. Таким образом, в настоящее время единственная возможность для оценки величины сечения — это экстраполяция к низким энергиям. Однако, как показывает сравнение измеренных сечений с ранее полученными путем экстраполяции, отличие экспериментальных и экстраполированных значений достигает десятков и сотен раз. Необходимые для ядерной астрофизики результаты могут быть получены на сильноточных ускорителях, работающих при энергиях несколько десятков и сотен кэВ и расположенных в низкофоновых условиях (например, по аналогии с нейтринными измерениями, глубоко под Землей).
    Определенные трудности при оценке сечений реакций, протекающих в звездах, возникают также при учете эффекта экранирования. Должны быть учтены два основных эффекта прежде, чем использовать экспериментальные результаты, полученные на ускорителях, применительно к звездному веществу.
    Лабораторное экранирование. В случае экспериментов на ускорителе сталкиваются не голые ядра, а ядра-мишени и налетающие ядра, имеющие электронные оболочки, т. е. сталкивается атом с ионизованным атомом, в то время как в звездах атомы полностью ионизованы. Наличие электронной оболочки сильно искажает кулоновское поле, что существенно при низких звездных энергиях сталкивающихся частиц.
    Экранирование в астрофизической плазме. В ядерной реакции, происходящей в звездной среде, необходимо учесть эффекты поляризации ионизованной звездной материи. Окружающие сталкивающиеся ядра электроны и соседние ионы приводят к изменению кулоновского поля сталкивающихся частиц. Так, расчеты показывают, что в углеродной плазме при плотностях ~ 10⁹ г/см³ и температурах ~ 10⁹ K сечение взаимодействия может измениться на фактор 10¹⁰ благодаря влиянию окружающих частиц.
    Чем больше заряды ядер, вступающих во взаимодействие, тем выше должна быть температура звездного вещества для того, чтобы реакция могла осуществляться. Таким образом, на начальной стадии звездной эволюции в ядерную реакцию могут вступать лишь легкие ядра — водород, гелий. Затем, по мере эволюции химического состава звезды, увеличения её внутренней температуры, в ядерные реакции будут вовлекаться все более тяжелые ядра. Этот процесс будет продолжаться до тех пор, пока вещество в центре звезды не превратится в элементы, близкие к железу (A ~ 60). Это обусловлено тем, что удельная энергия связи ядер имеет максимум в районе A ~ 60 (см. рис. 3). Получение более тяжелых ядер за счет реакций синтеза происходит с поглощением энергии, а значит и снижения внутренней температуры звезды.
    Зная массу, радиус и светимость звезды, можно оценить зависимость давления, плотности и температуры от радиуса звезды. Важную роль в таких расчетах играет химический состав звездного вещества. Обусловлено это следующими причинами.
    1. Химический состав в значительной степени определяет прозрачность вещества и, следовательно, скорость, с которой выделяемая в центре звезды энергия будет достигать поверхности.
    2. Количество энергии, вырабатываемое в центре звезды, и температура, при которой будут происходить ядерные реакции, зависит от состава ядер, вступающих во взаимодействие.
    Если у звезды нет недостатка в ядерном горючем, то чем более тяжелые ядра сгорают в ядерных реакциях, тем большее количество энергии будет выделяться в единицу времени и тем больше будет её светимость. Железная звезда должна светить примерно в 100 раз более ярко, чем водородная. В звезде, имеющей массу и радиус Солнца и состоящей из чистого водорода, температура в центральной части должна составлять около 10⁷K. Чисто гелиевый состав приводит к температуре порядка 10⁸K. Температура в центре звезды, состоящей из железа, достигает примерно 10⁹K.

Рис.12. Распределение плотности и температуры внутри Солнца (R — радиус Солнца)

    Чтобы построить модель данной звезды, обычно задаются относительным содержанием водорода, гелия и других химических элементов, полученным из анализа звездной атмосферы. Используя законы тяготения, газовые законы и законы излучения, с учетом различных ядерных реакций, рассчитывают зависимость давления, температуры и плотности от расстояния до центра звезды. На рис.12 в качестве примера показано распределение температуры и плотности для Солнца. В большей части объема Солнца плотность вещества меньше 1 г/см³, а температура выше миллиона градусов по Кельвину.
    Особенности зависимости распространенности элементов от массового числа A наиболее просто объяснить, предположив, что источником большинства ядер является определенная последовательность ядерных реакций, протекающих в недрах звезд.
    Эти реакции обычно классифицируют следующим образом:

Горение водорода. Это один из основных процессов, под-держивающих длительное выделение энергии в звездах. При горении водорода происходит слияние 4-х ядер водорода с образованием ядра ⁴He. Этот процесс происходит либо в pp-цепочке, либо в циклических ядерных реакциях с участием более тяжелых ядер - C, N, O, Ne и др., играющих роль катализатора. Сюда же относятся процессы с участием протонов, в которых производится некоторое количество легких элементов.
Горение гелия. После того, как в звезде накапливается гелий, под действием сил гравитации гелиевое ядро сжимается, становится достаточно плотным и горячим и в нем начинается процесс горения гелия с образованием ядер ¹²C, ¹⁶O, ²⁰Ne.
α-Процесс. Это процесс последовательного добавления α-частиц к ядру ²⁰Ne с образованием ядер ²⁴Mg, ²⁸Si, ³²S, ³⁶Ar, ⁴⁰Ca. Он описывает повышенную распространенность элементов типа N ·α, где α — ядро ⁴He, а N — целое число.
E-процесс. Это процесс, в котором в условиях термодинами-ческого равновесия образуются элементы, расположенные в районе железного максимума.
s-Процесс. Это образование ядер тяжелее железа в результате медленного последовательного захвата нейтронов. Скорость s-процесса меньше скорости β-распада образующихся в процессе захвата нейтронов радиоактивных ядер. Длительность s-процесса от 10² до 10⁵ лет. s-Процесс отвечает за образование максимумов в распространенности элементов при A ~ 90, 138 и 208.
r-Процесс. Это образование ядер тяжелее железа в результате быстрого последовательного захвата нейтронов со скоростью, существенно превышающей скорость -распада образующихся радиоактивных ядер. Характерное время r-процесса 0.01 — 100 с. В результате r-процесса в кривой распространенности элементов возникают максимумы при A = 80, 130 и 195.
p-Процесс. Это образование наиболее легких изотопов ядер. Он включает в себя образование и захват позитронов, захват протона, фоторождение нейтрона, (p,n) — реакции.
X-процесс. Это процесс нуклеосинтеза, ответственный за образование изотопов ^6,7Li, ⁹Be, ^10,11B. Считается, что эти элементы образуются в реакциях расщепления под действием космических лучей.

Характеристики звезды — свойства, параметры, значение, вики — WikiWhat

Основная статья: Звезда

Содержание (план)

Светимость звёзд

Звезды представляются нам светящимися точками. Одни из них видны лучше — они ярче, другие слабее, третьи едва различаются невооружённым глазом, четвертые (их абсолютное большинство) видны только в телескоп.

Единственной физической величиной, которой можно характеризовать звезду и которую можно измерить, является освещённость, создаваемая звездой на земной поверхности. Из оптики известно, что освещённость E, светимость звезды L и расстояние до звезды R связаны соотношением

E = L / 4πR².

Освещённость, создаваемая самой яркой звездой Сириус на поверхности Земли, более чем в 10¹⁰ раз превышает освещённость, создаваемую самой слабой наблюдаемой звездой, но примерно во столько же раз меньше освещённости, создаваемой Солнцем.

Зная расстояние до звезды, измерив создаваемую ею освещённость, можно определить одну из основных физических её характеристик — светимость. Оказалось, что светимости звёзд разбросаны в весьма широких пределах. Светимость большинства звёзд меньше солнечной (у самых маломощных в миллион раз), у самых больших и ярких звёзд, называемых белыми или голубыми сверхгигантами, в десятки тысяч раз больше.

Температура звёзд

см. Температура звёзд

Самые горячие звезды имеют температуру до 35 000 K. Максимум излучения у них лежит в далёкой ультрафиолетовой области, и нам они кажутся голубыми. Звезды с температурой 10 000 K белые, с температурой 6000 K жёлтые, с температурой 3000—3500 K красные.

*Таблица 1.* *Температура, спектр и цвет некоторых звёзд*
Температура, K	Основные линии в видимом спектре (химические элементы)	Цвет звезды	Представитель
35 000	He⁺	Голубой
25 000	He	Голубовато-белый	Вега (α Лиры)
10 000	H	Белый	Сириус (α Большого Пса)
6000	H, Ca⁺	Жёлтый	Солнце
4500	Металлы, OH, TiO	Красный	Арктур (α Волопаса)
3500	Металлы, OH, TiO	Темно-красный	R Зайца

Внимательный наблюдатель сразу заметит, что яркие звезды имеют разный цвет. Так, Вега (α Лиры) голубовато-белая, Альдебаран (α Тельца) красновато-жёлтая, Сириус (α Большого Пса) белая, Антарес (α Скорпиона) красная, Солнце и Капелла (α Возничего) жёлтые. Мы не видим цвет у более слабых звёзд только из-за особенностей нашего зрения. Цвет звезды обусловлен её температурой, что непосредственно следует из закона Вина.

см. Спектр звёзд

Спектр звёзд зависит от температуры.

Химический состав звёзд

см. Химический состав звёзд

Энергия, испускаемая единицей поверхности звезды, определяется законом Стефана—Больцмана. Вся поверхность звезды равна 4πR² (R — радиус звезды). Поэтому светимость звезды определяется выражением

L = 4πR²σT.

Таким образом, если нам известны температура и светимость звезды, то мы можем вычислить и её радиус. Угловые размеры дисков звёзд намного меньше предельного угла для большинства существующих телескопов. Лишь используя самые большие телескопы и специальные способы наблюдений, удалось не только непосредственно измерить диаметры нескольких звёзд, но и получить изображения их дисков.

Полученные значения радиусов звёзд в целом совпадают с вычисленными по приведённой формуле светимости.

Массы звёзд лежат в очень узких пределах. Если светимости звёзд лежат в пределах от L ≈ 10^-4L_☉ до L ≈ 10⁴L_☉, радиусы — в пределах от 0,01R_☉ до 3 • 10³R_☉, то массы звёзд лежат в пределах от 0,02M_☉ до 100M_☉. Тело меньшей массы уже не является звездой, а большей не может существовать. Такая звезда неустойчива и уже при возникновении либо сбросит избыточную массу, либо распадётся на две или несколько.

*Таблица 2. Характеристики некоторых типичных звёзд*
Название звезды	Масса, в массах Солнца	Светимость, в светимостях Солнца	Радиус, в радиусах Солнца	Температура, K	Плотность по отношению к плотности воды
Главная последовательность
ε Возничего	10,2	220	3,5	11 000	0,33
Вега	2,8	52	3,0	9500	0,14
Сириус A	2,1	22,4	2,0	9250	0,36
α Центавра	1,02	1,3	1,2	5730	0,80
70 Змееносца	0,8	0,51	0,89	4900	2,2
Крюгер 60	0,3	7 • 10^-3	0,26	3000	20,72
Гиганты
Капелла	3,3	220	23	5200	4 • 10^-4
Арктур	4,2	130	26	4100	3 • 10^-4
Альдебаран	5,0	160	45	3600	5 • 10^-5
Сверхгиганты
Ригель	40	2 • 10⁵	138	11 200	2 • 10^-5
Антарес	18	3 • 10⁴	560	3300	1,5 • 10^-7
Белые карлики
40 Эридана	0,44	3,5 • 10²⁴	1,7 • 10^-2	10 000 Материал с сайта http://wikiwhat. ru	1,25 • 10⁸
Сириус B	1	2,7 • 10^-3	2 • 10^-2	8200	1,75 • 10⁶

Взаимосвязи характеристик звёзд

см. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Для понимания природы звёзд важно выявить зависимости между их отдельными характеристиками. Такие связи находятся путём сопоставления соответствующих величин.

Сопоставление масс, радиусов и светимостей звёзд главной последовательности показывает, что между этими величинами существуют два соотношения, выполняющиеся с очень большой точностью. Если выражать характеристики звёзд в солнечных единицах, то

L = M^3,9, R = M^0,75.

Соотношение масса-светимость

Первое соотношение масса—светимость даёт возможность определить массы звёзд главной последовательности, не входящих в двойные системы. Для белых карликов соотношение масса—радиус имеет совершенно другой вид.

Внутренние характеристики звезды

Внутренняя энергия звезды

Полная внутренняя энергия звезды равна: V = 3M_*AT / 2μ = 3GM²_*ρ̅ / 2r_*ρ_ц,

Картинки (фото, рисунки)

jpg»>
Диаграмма соотношения масса-светимость

Вопросы к этой статье:

Масса звезды равна 10
M_☉ , всего может выгореть 20% запасённого в ней водорода. На какой срок хватит ей запаса ядерного горючего? Светимость оцените по диаграмме масса—светимость. (Ответ: ≈ 6 • 10⁷ лет)

Все виды звёзд. Сверхновые, карлики, нейтронные и прочие | Космос, Наука

Каждый атом в вашем теле берёт своё начало во взорвавшейся звезде. Это самая поэтичная вещь из тех, что я знаю о физике: вы все — звёздная пыль.
Лоуренс Максвелл Краусс

Древние мудрецы любили наблюдать за движением светил по звёздному небу. А поскольку в воззрениях на саму мудрость среди них никогда не было единого мнения, астрономические знания получали как мистическое — предсказание судьбы, — так и сугубо утилитарное применение — для уточнения календаря и навигации. Но знание тысячелетиями оставалось крайне ограниченным. О звёздах людям было известно только то, что они есть. Теперь мы знаем больше.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает, что часть звёзд не такие, как все

Первой известной характеристикой звёзд стала светимость. Звездочёты стали на глаз сортировать небесные тела по величинам. Понимая, что видимая яркость зависит от дистанции, ещё древние греки пытались определить расстояние до звёзд по годичному параллаксу, то есть изменению фона объекта в зависимости от того, с какой стороны от Солнца на него смотрит наблюдатель. Но удалось это лишь в 1837 году датчанину Фридриху Струве. После этого в оценку светимости звёзд была внесена поправка на дистанцию.

Следующий шаг был сделан в начале прошлого века, когда спектральный анализ позволил превратить цвет звезды, до этого момента оценивавшийся субъективно, в точную численную характеристику. И в 1910 году появилась знаменитая диаграмма зависимости между спектром и светимостью, составленная датчанином Эйнаром Герцшпрунгом и американцем Генри Расселом. Обобщив накопившиеся данные, учёные обнаружили, что 80% светил выстраиваются в тянущуюся из правого нижнего в левый верхний угол линию.

Открытие имело два следствия. Во-первых, диаграмма давала возможность, зная лишь видимую светимость и спектр, грубо оценивать расстояние до звёзд, слишком далёких для применения метода годичного параллакса. Во-вторых, помимо главной последовательности, на диаграмме отчётливо виднелось ответвление. А если присмотреться, то и не одно. Некоторые светила не желали подчиняться общему правилу возрастания яркости с температурой.

С тех пор астрономия и астрофизика с увлечением ищут объяснение видимой на диаграмме картине. И сейчас уже можно сказать, что главную последовательность образуют «правильные» звёзды, синтезирующие гелий. Для такого объекта характерна твёрдая сердцевина из «металлического» водорода, разделённая на внутреннее ядро, в котором протекают термоядерные реакции, и зону лучистого переноса, сквозь которую выделенная энергия с огромным трудом (чёрный водород непрозрачен и почти не проводит тепло) достигает зоны конвекции. Последняя тоже состоит из ионизированного водорода, но уже жидкого, хоть и плотного, как ртуть. Этот слой находится в постоянном упорядоченном движении: раскалённые массы поднимаются вверх, охлаждённые опускаются вниз, к ядру. Жар зоны конвекции питает тонкий излучающий слой — фотосферу, — бурный сияющий океан. Также звезда имеет и обычную газовую оболочку, именуемую хромосферой.

Строение звезды на примере Солнца (Kelvinsong / Wikimedia Commons)

Ответвления на диаграмме образуют светила, которые используют другие источники энергии или отличаются от звёзд главной последовательности по устройству. Обычно это или молодые, ещё формирующиеся звёзды, или старые, умирающие.

Около 2% массы нашей галактики составляют газ и пыль, большей частью рассеянные, но иногда образующие сравнительно плотные облака — туманности. Как правило, такие скопления неустойчивы, ведь сила тяготения к общему центру масс ничтожна, а скорость частиц облака оказывается выше второй космической. Но газ постоянно остывает, движение молекул замедляется, и неустойчивость может сменить знак. Такая туманность начинает сжиматься, и этот процесс (гравитационный коллапс) уже необратим. Температура в облаке начинает расти, но часть выделяющейся энергии уносится излучением, и внутреннее давление не может компенсировать растущую гравитационную силу.

Образование новых звёзд в галактиках происходит неравномерно. Новорождённые гиганты быстро взрываются, рассеивая галактический газ, после чего галактика остывает три-четыре миллиарда лет. На картинке «взорвавшаяся галактика» М82

Наше Солнце впервые засияло, будучи ещё протозвездой — коллапсирующей туманностью. Единственным источником энергии в тот момент было гравитационное сжатие, то есть превращение потенциальной энергии падающих к общему центру пылинок в кинетическую, а значит и тепловую энергию. Засияло оно холодным, малиновым цветом, но неслабо, так как по размеру соответствовало современной орбите Марса, что обеспечивало колоссальную излучающую поверхность.

Затем наше светило вошло в бурную стадию молодой звезды. В сердцевине центрального утолщения размером с орбиту Меркурия, окружённого холодным пылевым диском, материя уже спрессовалась до жидкого состояния, но давление ещё не достигло необходимого для запуска термоядерных реакций уровня. Тем не менее, водород время от времени «вспыхивал», так как неравномерность осаждения вещества из диска создавала эффект имплозии — столкновения ударных волн, направленных от периферии к центру. Детонации в свою очередь порождали встречную ударную волну, срывающую и выталкивающую в пустоту внешние оболочки звезды. Но гравитация каждый раз торжествовала, и сжатие возобновлялось.

Лишь когда водород в ядре формирующейся звезды перешёл в «металлическую фазу», протекание термоядерных реакций стало непрерывным. С этого момента выделение энергии смогло уравновесить потери на излучение, и сжатие почти прекратилось. «Почти» оно прекратилось потому, что водород, выгорая, превращается в более плотный гелий. Четыре с половиной миллиарда лет назад наше Солнце достигло зрелости, вступив на главную последовательность.

Классификация звёзд в астрономии традиционно проводится на основании спектра излучения — единственной характеристики, которую можно измерить непосредственно. Абсолютная светимость и масса звезды вычисляются уже на её основе. Вся эта сортировка по «цветам», «ветвям» и «трекам» кажется невразумительной для неспециалиста — и неудивительно. Ведь в реальности спектр — характеристика вторичная, меняющаяся с возрастом и зависящая от массы звезды. Величественную картину космоса проще расшифровать, предварительно поставив с ног на голову. Свойства и судьбы солнц определяются принадлежностью к одной из девяти «весовых категорий».

Облако газа и пыли вокруг коричневого карлика (иллюстрация)

Бурые карлики — самые лёгкие из светил. Лишь недавно стало известно, что тела массой 0,012 — 0,077 солнечных (или от 12 до 77 «юпитеров») можно считать настоящими звёздами, обладающими термоядерным источником энергии. Давления в их недрах недостаточно для запуска синтеза гелия, но его хватает для протекания реакций с самым низким порогом. Термоядерным горючим для коричневых карликов служат дейтерий и литий.

Бурые карлики (изображён T-карлик) не просто настоящие звёзды, а самая многочисленная категория звёзд. Планеты на орбитах бурых карликов уже обнаружены, но может ли там кто-то обитать — вопрос

Тем не менее, отличия бурых карликов от звёзд главной последовательности велики. Температура и светимость более крупных звёзд постоянно возрастают по мере того, как водород превращается в более плотный гелий и давление в ядре увеличивается. Бурые же карлики, напротив, из-за расхода изотопов непрерывно тускнеют — примерно на 10–20% за миллиард лет. Когда запасы горючего истощаются окончательно, карликовая звезда превращается в увеличенный аналог Юпитера. Другая любопытная особенность этих светил — неполная ионизация вещества. В их атмосферах присутствуют соединения кислорода и водорода: главным образом угарный газ и метан.

Ко второй категории относятся наименьшие из звёзд главной последовательности — красные и частично оранжевые карлики массой от 0,077 до 0,5 «солнц», уже достаточной для того, чтобы четыре ядра водорода сливались в ядро гелия. Однако горение водорода в телах такой массы ещё нестабильно. Звезда пульсирует. Сжатие ведёт к увеличению давления и возрастанию интенсивности реакций, но повышенное выделение энергии влечёт за собой нагрев ядра, расширение, снижение давления и резкое замедление синтеза. Аналогичные процессы протекают и в недрах более крупных звёзд, но если солнечная активность колеблется в пределах долей процента, то светимость красного карлика может изменяться на 40%, а в некоторых случаях даже в разы. Наименее стабильные карлики именуются «вспыхивающими звёздами» и считаются самой многочисленной разновидностью переменных.

Несмотря на неравномерность горения, с возрастом красные и оранжевые звёзды непрерывно наращивают температуру и светимость, пока наконец не сменят цвет. Свою карьеру звезда лёгкого веса завершает уже как голубой карлик. Правда, для этого требуется невероятно много времени: от 50 миллиардов до триллиона лет. Карлики очень экономно расходуют водородное горючее, но в безмерно удалённом будущем догорят и они, превратившись в гелиевые шары, покрытые водородным панцирем.

К третьей категории принадлежат оранжевые, жёлтые и жёлто-белые звёзды среднего веса — до 2,5 солнечных масс. В них водород горит стабильно, а светимость и спектр с возрастом меняются незначительно. За срок от 1 до 50 миллиардов лет (с увеличением массы долговечность светила падает стремительно) оранжевая звезда станет жёлтой, а жёлтая побелеет.

Впечатляющие и замысловатые метаморфозы начнутся, когда водород в ядре будет израсходован. Тогда твёрдая сердцевина звезды начинает сжиматься. Выдавленные из ядра «тонущим» гелием на границу конвективной зоны остатки водорода на короткое время возобновляют реакцию, вследствие чего внешние слои вещества выталкиваются наружу, а звезда раздувается в 2,5 раза, превращаясь в яркий субгигант. Ядро же по закону сохранения импульса испытывает дополнительное сжатие — имплозию, благодаря которой температура в центре звезды кратковременно подскакивает до 100 миллионов кельвинов. А этого уже достаточно для начала термоядерных реакций с участием гелия.

Горение гелия в солнцеподобной звезде прекращается почти сразу, но выделившейся за время гелиевой вспышки энергии хватает, чтобы температура в конвективной зоне возросла до миллионов градусов и горение водорода началось во всём объёме звезды. Увеличив светимость в 100 тысяч раз, а радиус в сотни раз, она превращается в красный гигант. После чего обогащённый гелием и щепоткой более тяжёлых элементов водород, слишком раскалённый, чтобы гравитация ядра могла его удержать, улетучивается. Гелиевое же ядро продолжает сжиматься, в конечном счёте превращаясь в крошечный сверхплотный белый карлик. Через несколько миллиардов лет лишённое внутреннего источника энергии тело остывает. И белый карлик становится «чёрным карликом».

Звёзды четвёртой категории — белые и бело-голубые, от 2,5 до 8 солнечных масс — с возрастом даже не меняют оттенок свечения. Существенные различия с предыдущим типом обнаруживаются в момент гелиевой вспышки. Такая звезда не выходит из стадии субгиганта, ибо более сильная гравитация препятствует разлёту вещества, а выделившейся энергии оказывается недостаточно для того, чтобы воспламенить возросшую массу водорода конвективной зоны. Расширение быстро сменяется сжатием, и горение гелия в ядре «входит в режим», став цефеидой. Звезда пульсирует с чётким ритмом. Однозначная связь между периодом пульсации и светимостью позволяет измерять по таким звёздам галактические дистанции.

Лишь после выгорания гелия в ядре цефеида, сжавшись в последний раз, вспыхивает по всему объёму, превращается в красный гигант и рассеивается, оставляя после себя белый карлик массой около 0,7 солнечной с заключённым в гелиевую оболочку ядром из углерода, азота и кислорода. Но в случае, если звезда была двойной (а обычно так оно и есть), начинается самое интересное. Дождавшись, когда второй компонент системы войдёт в фазу красного гиганта и станет терять массу, углеродный карлик начинает захватывать чужое вещество. Гравитация этого тела достаточна, чтобы в падающем на его поверхность водороде вспыхнули термоядерные реакции. В результате звезда оживает и, в зависимости от темпов и регулярности поступления горючего, превращается в «новую», «повторную новую», «карликовую новую».

Имеющие массу до 12 солнечных бело-голубые звёзды пятой категории в конце жизненного пути также проходят стадию жёлтого переменного гиганта. Но разительно отличаются в плане возможных «посмертных приключений». Есть мнение, что остающийся после их гибели углеродный белый карлик массой до 1,4 солнечных может, остыв, превратиться в гигантский алмаз. Хотя и только на время. В последующие 10¹⁵⁰⁰ лет холодный синтез — то есть возможное при данной плотности вещества «туннелирование» нуклонов из одного ядра в другое — превратит его в «железную звезду». Но не факт, что к тому времени будет существовать Вселенная.

Но карлика может и не остаться вовсе. Давление в недрах «трупа» светила этой категории настолько велико, что горение захваченного у другой звезды водорода может привести к «углеродной детонации», а из-за огромной плотности вещества синтез более тяжёлых ядер из углерода происходит по принципу цепной реакции. Превратившись в сверхновую I типа, карлик полностью распыляется, поставляя галактике необходимые для формирования планет кремний и кислород.

Для бело-голубых звёзд массой от 12 до 18 «солнц» — к этой категории относятся Антарес и Бетельгейзе — старость становится периодом расцвета. На стадии жёлтого гиганта они не пульсируют, а ровно сияют, сжигая гелий в «штатном» режиме. Стадия же красного сверхгиганта для них устойчива: даже пылая по всему объёму, водород не может покинуть глубокую гравитационную яму. Не способным нарушить величественное благолепие оказывается даже углерод, сгорающий в ещё не достигшем сверхплотного состояния ядре мирно, без взрыва.

Что происходит, когда в коллапсирующем ядре звезды, наружные слои которой всё ещё обеспечивают дополнительное давление, детонирует кремний — не очень понятно. Но кончается дело вдесятеро более мощной вспышкой сверхновой, превращающей материю гиганта в рваную туманность наподобие Крабовидной. И образованием пульсара — нейтронной звезды массой 1,5 — 2 солнечных, имеющей плотность на порядок большую, чем у белых карликов.

Сравнение размеров Солнца и голубого гиганта Денеба

Денеб, одна из самых ярких звёзд, относится к седьмой категории — голубым гигантам от 18 до 30 солнечных масс. Светила этого ранга теряют часть массы ещё на этапе формирования, когда давление излучения просто сдувает внешние слои протозвёздной туманности. Но далее они всё-таки занимают своё место на главной последовательности и проходят идентичный предыдущему типу путь развития — за единственным исключением. Образующаяся после их угасания нейтронная звезда массой около 2,5 солнечных нестабильна, и спустя неопределённый срок за взрывом сверхновой может последовать в 100 раз более мощная вспышка — гиперновая. Груда нейтронов сжимается в занимающий вдесятеро меньший объём шар кварк-глюонной плазмы — кварковую звезду.

То, что творится в недрах голубых сверхгигантов массой от 30 до 80 «солнц», даже страшно представить. Эти звёзды вспыхивают как сверхновые уже спустя 30 миллионов лет после рождения. И если 90% их массы при этом возвращаются в галактический круговорот веществ, то оставшиеся 10% «уходят из мира». Образуется чёрная дыра.

Наконец, голубые гипергиганты — светила высшей девятой категории — никогда не вступают на главную последовательность. Их светимость может превышать солнечную в миллион раз, а масса примерно в 500 раз. Но только на момент начала термоядерных реакций. Интенсивность синтеза в гипергигантах такова, что давление излучения сразу же начинает изгонять водород из гравитационной ямы, в глубине же он полностью выгорает прежде, чем звезда окончательно сформируется, перестав быть «молодой».

Наработанный гелий, в свою очередь, сразу включается в процесс горения. Затем в глубине ядра детонирует углерод… Но это лишь «псевдосверхновая». Сбросив в пространство остатки водорода и потеряв три четверти начального вещества, гипергигант превращается в сравнительно стабильную (ведь с потерей массы снижается и давление в недрах) звезду Вольфа-Райе — пылающий шар, состоящий по большей части из гелия. Температура фотосферы звезды может быть очень высока, но наблюдателю она кажется багровой. Образующийся при сгорании гелия углерод заполняет хромосферу поглощающими свет тучами сажи.

Завершается карьера гипергиганта впечатляющим взрывом гиперновой, лишь вдесятеро менее мощным, чем в случае коллапса нейтронной звезды в кварковую. Природа этого взрыва неизвестна, результатом же оказывается образование чёрной дыры в 5–15 солнечных масс.

Все звёзды

Масса предопределяет судьбу звезды не полностью. Влияние на эволюцию светила могут оказывать скорость вращения или взаимодействие с другими телами. Обмен веществом в двойных системах практически неизбежен. Встречаются и переменные типа W Большой Медведицы — пары настолько тесные, что звёзды в них сливаются в единое гантелеобразное тело. В плотных же скоплениях не редки «голубые отставшие» звёзды, получившие дополнительный водород, поглотив один из компонентов «кратной» системы.

Отдельную категорию составляют звёзды химически-пекулярные (необычные) — углеродные, бариевые, ртутно-марганцевые, а также «кремниевые» Ar-звёзды и Amзвёзды, в спектре которых усилены линии сразу нескольких тяжёлых металлов. Конечно же, «ртутные» звёзды состоят отнюдь не из ртути. Доля этого металла в их массе не выше, чем в составе большинства прочих светил. Просто некие факторы — обмен массой, замедленное вращение, слишком сильное магнитное поле — таким образом влияют на движение вещества в конвективной зоне, что в фотосферу попадают тяжёлые химические элементы, которые в нормальной ситуации должны «тонуть».

Ахернар — в полтора раза сплющенная бешеным вращением бело-голубая звезда в семь раз массивнее Солнца. Благодаря центробежной силе, на экваторе «съедающей» 85% тяготения, он окружён диском утекающего вещества и, вполне вероятно, завершит свою эволюцию уже как светило более низкой «весовой категории»

Планетарная туманность — результат медленного и величественного рассеяния красного гиганта средней массы. Лёгкие гиганты не оставляют после себя достаточно плотное облако, тяжёлые же — взрываются в конце эволюции

В современном космосе взрывы сверхновых — самые масштабные и, следовательно, наиболее интересные с точки зрения науки события. Проблема лишь в том, что из четырёх катастрофических процессов, объединяемых под названием «сверхновая», научное объяснение имеет только один, самый слабый, — термоядерная детонация углерода на белом карлике.

События, предшествующие рождению нейтронной звезды, понятны лишь в общих чертах. При синтезе железа из кремния выделение энергии ничтожно, а давление излучения не позволяет остановить дальнейшее сжатие звезды. Ядра же железа, сливаясь, порождают ещё более тяжёлые, а затем и сверхтяжёлые и нестабильные элементы. И тут-то пресловутый конфликт теории относительности и квантовой механики переходит в фазу силового противостояния. Гигантское ядро должно немедленно распасться… а ему некуда! Гравитационное сжатие вынуждает материю принимать состояния, запрещённые с точки зрения квантовой механики… Из самых общих соображений ясно: что-то будет! Но что конкретно? Язык математики бессилен описать столкновение непреодолимой силы с несокрушимым препятствием.

Или коллапс нейтронной звезды. Конечно, превращение нуклонов в кварк-глюонную плазму вполне возможно. В первые сто секунд после Большого взрыва случалось ещё и не такое! Но где Большой взрыв, а где нейтронная звезда с её смешными с позиций физики высоких энергий миллионами кельвинов? Гипотеза, впрочем, всё равно считается убедительной. Ибо альтернативные пути получения такого же количества лучистой энергии подразумевают что-то вроде столкновения обычной звезды со звездой из антиматерии. А это уже перебор даже с точки зрения астрофизиков, способных воображать самые невероятные процессы.

Если слабые «углеродные» сверхновые производят преимущественно кремний и кислород, то более мощные «нейтронные» обогащают галактический газ в первую очередь железом и никелем

Наконец, с образованием чёрных дыр тоже не возникает вопросов — но лишь при рассмотрении проблемы на упрощённом уровне «сферического коня в вакууме». Современные модели гравитационного коллапса, включая и самые экстравагантные, трактуют материю как бесконечно сжимаемый идеальный газ. А чтобы вторая космическая скорость сравнялась со скоростью света и возник горизонт событий, плотность тела массой 3 — 15 солнечных должна превысить плотность гипотетической кварковой звезды, вещество которой ведёт себя как несжимаемая жидкость… И ничего, если бы проблема ограничивалась этим. Увы, при коллапсе сверх- и гипергигантов кварковая материя сжиматься не может даже теоретически. Ибо не образуется. Иначе взрывалось бы на пару порядков сильнее.

* * *

…Тем не менее, существование чёрных дыр «звёздной» массы подтверждено многочисленными наблюдениями и никаких сомнений не вызывает.

Странно ли, что необъяснимые и даже невозможные с точки зрения науки объекты всё-таки видны? Для астрономии это норма. Знание ограничено, Вселенная бесконечна. Орбитальные и наземные обсерватории неутомимо просеивают мириады светил, отыскивая новые загадки космоса. Ибо раз уж на звёзды мы можем только смотреть, этот процесс хотя бы не должен стать скучным.

Урок по астрономии на тему: ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ, МОЛОДЕЖИ И СПОРТА

АВТОНОМНОЙ РЕСПУБЛИКИ КРЫМ

КРЫМСКОЕ РЕСПУБЛИКАНСКОЕ ПРОФЕССИОНАЛЬНО-ТЕХНИЧЕСКОЕ УЧЕБНОЕ ЗАВЕДЕНИЕ

КАЛИНОВСКОЕ ПРОФЕССИОНАЛЬНО-ТЕХНИЧЕСКОЕ АГРАРНОЕ УЧИЛИЩЕ

РАЗРАБОТКА ОКРЫТОГО УРОКА

по астрономии

Разработала:

преподаватель

высшей категории

Ашимова Г. А

с. Калиновка

2013-2014 уч. год

Тема урока. Физические характеристики звезд.

Цель: рассмотреть физические характеристики звезд: видимые и абсолютные звездные величины, температура, светимость, размеры; познакомиться со связью между разными характеристиками звезд; узнать, как определяются массы звезд.

Тип урока: Урок усвоения новых знаний

Оборудование: компьютер, проектор, компьютерные презентации, карты звездного неба, фотографии, таблицы.

ПЛАН УРОКА

Организационный момент.
Мотивация учебной деятельности
Изучение нового материала (Рассказ учителя, показ презентации)

План раскрытия темы урока

Определение расстояний до звезд
Видимые звездные величины
Абсолютные звездные величины и светимость звезды
Спектры звезд
Цвет и температура звезд
Радиусы звезд
Диаграмма спектр – светимость

Закрепление нового материала (Ответы учащихся на вопросы тестовых заданий)
Итог урока
Домашнее задание
Рефлексия

ХОД УРОКА

Мотивация учебной деятельности

Известный советский астрофизик И. С. Шкловский писал: «Если поставить наивный детский вопрос, какие из космических объектов а является самыми «главными», я, не колеблясь отвечу: звезды. Почему? Ну, хотя бы потому, что 97 % вещества в нашей Галактике сосредоточенно в звездах».

Изучение нового материала

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ЗВЕД

Для определения расстояний до звезд астрономы измеряют годичный параллакс, который связан с орбитальным движением Земли вокруг Солнца. Расстояние от Земли до звезды определяется из прямоугольного треугольника CBS:

r = 1a.е./sinp

Годичный параллакс определяет угол, под которым было бы видно со звезды большую полуось земной орбиты в перпендикулярном к лучу зрения направлении. (Слайд 3)

Расстояние до звезд измеряют в световых годах, но астрономы еще используют единицу парсек (пк), для которой годичный параллакс p = 1″ (парсек — сокращение от параллакс-секунда).

1 пк = 3,26 св. года (Слайд 4):

ВИДИМЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ

Греческий астроном Гиппарх в II ст. до н.э. разделил все звезды по яркости на 6 классов — 6 звездных величин. Самые яркие звезды были названы звездами 1-й звездной величины, а самые слабые, которые едва видно на небе, — 6-й (Слайд 5).

Английский астроном Норман Погсон дополнил определение звездной величины еще одним условием: звезды 1-й звездной величины должны быть в 100 раз ярче звезд 6-й величины. (Слайд 6)

Обозначают видимую звездную величину буквой m. Для звездных величин m₁, m₂ будет справедливо такое отношение их яркостей E₁ и E₂: (Слайд 7)

За стандарт выбрали Полярную звезду, которая имеет звездную величину m = +2^m. Относительно этого стандарта самые слабые звезды, которые еще можно увидеть невооруженным глазом, имеют звездную величину +6^m. (Слайд 8)

Если разность видимых звездных величин равна 1, то отношение их яркостей ≈2,5.

АБСОЛЮТНЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ И

СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗДЫ

Звездную величину, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 пк, называют абсолютной звездной величиной.. Солнце на расстоянии 10 пк имело бы вид достаточно слабой звезды пятой звездной величины, то есть абсолютная звездная величина Солнца М = +5^m. (Слайд 9)

Светимость звезды определяет количество энергии, которую излучает звезда за единицу времени, то есть мощность излучения звезды. За единицу светимости в астрономии принимают мощность излучения Солнца 4•10²⁶Вт. (Слайд 10)

Рассмотрев следующие таблицы, (Слайд 11) ответьте, пожалуйста на следующие вопосы:Какая из представленных в таблице звезд имеет наибольшую видимую звездную величину?

Какая наименьшую?
У какой из звед наибольшая абсолютная звездная величина
У какой наименьшая?
Назовите абсолютную звездную величину Сириуса и Солнце.
Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца?
По результатам этих двух таблиц охарактеризуйте Бельтельгейзе.

СПЕКТРЫ ЗВЕЗД

Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь.

Исаак Ньютон (1643-1727) в 1665г разложил свет в спектр 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, Германия) (они называются линиями Фраунгофера) 754 линии в солнечном спектре. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров — спектроскоп.

В 1859г Г. КИРХГОФ, работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ, назвав спектр непрерывным, и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики:

1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр.

2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр.

3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения.

У. ХЕГГИНС, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. (Слайд 12)

Обычно в спектре каждой звезды есть темные линии поглощения (фраунгоферовы линии), которые образуются в разреженной атмосфере звезды и в атмосфере Земли и показывают химический состав атмосферы. .

Все звезды имеют почти одинаковый химический состав, потому что основные химические элементы во Вселенной — водород и гелий. (Слайд 13)

ЦВЕТ И ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗД

Самый простой метод измерения температуры звезд заключается в определении ее цвета.

На графике представлена интенсивность излучения космических тел с разной температурой (Слайд 14)

СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ

По температуре звезды разделили на 7 спектральных классов, которые обозначили буквами латинской азбуки: О, B, A, F, G, K, M.

Порядок спектров можно запомнить по терминологии: = Один бритый англичанин финики жевал как морковь. (Слайд 15)

Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1884г), подготовленного под руководством Э. Пикеринга. Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон (Слайд 16)

РАДИУСЫ ЗВЕЗД

Радиус звезды можно определить, измеряя ее светимость и температуру поверхности. Для определения радиуса звезды астрономы используют закон Стефана—Больцмана:

Q = σ T⁴

где Q — энергия, которую излучает единица поверхности звезды за единицу времени; σ — постоянная Стефана—Больцмана; Т — абсолютная температура поверхности звезды. (Слайд 17)

Мощность, которую излучает звезда с радиусом R, определяется общей площадью ее поверхности, то есть:

Е = 4πR²·Q = 4πR²·σ·T⁴

Оказалось, что существуют звезды, которые имеют радиус в сотни раз больший радиуса Солнца, и звезды, имеющие радиус меньший, чем радиус Земли

По своим размерам, звезды делятся на:

Сверхгиганты (I)
Яркие гиганты (II)
Гиганты (III)
Субгиганты (IV)
Карлики главной последовательности (V)
Субкарлики (VI)
Белые карлики (VII)

(название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название «белый карлик»). (Слайд 18)

Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 10⁴ м до 10¹² м. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант ε Возничего А имеет размеры в 2700R_О — 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры 10 — 15 км. (Слайды 19-22)

Самое четкое из всех когда-либо полученных изображений Бетельгейзе показывает, что гигантская звезда медленно испаряется. Бетельгейзе – одна из самых больших и ярких из известных нам звезд. Яркая оранжевая звезда хорошо видна невооруженным глазом в знакомом всем созвездии Ориона. На недавно полученном с помощью Очень Большого Телескопа в Чили изображении разрешается не только диск звезды, но и огромный, ранее неизвестный, окружающий ее газовый шлейф. Этот шлейф позволяет понять, как массивная звезда теряет вещество, приближаясь к концу своей жизни. Полученные ранее ряды наблюдений свидетельствуют, что за последнее десятилетие поверхность Бетельгейзе существенно уменьшилась. Если поместить Бетельгейзе – красный сверхгигант, находящийся на расстоянии 640 световых лет, в центре нашей Солнечной системы, то газовый шлейф протянется за орбиту Юпитера. Известно, что яркость Бетельгейзе изменяется неправильным образом. Возможно, будущие наблюдения позволят установить, не меняется ли так же неправильно и ее внешний вид. Предполагается, что Бетельгейзе может взорваться как сверхновая в любое время в течение нескольких следующих тысяч лет (Слайд 21).

ДИАГРАММА СПЕКТР – СВЕТИМОСТЬ

Солнце по физическим параметрам относится к средним звездам — оно имеет среднюю температуру, среднюю светимость и т. д.(Слайд 23)

Астрономы решили проверить, много ли в космосе таких звезд, как наше Солнце. Для этой цели Э. Герцшпрунг (1873—1967) и Г. Рессел (1877—1955) предложили диаграмму, на которой можно обозначить место каждой звезды, если известны ее температура и светимость. Ее назвали диаграмма спектр-светимость, или диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Она имеет вид графика, на котором по оси абсцисс отмечают спектральный класс или температуру звезды, а по оси ординат — светимость. Если Солнце — средняя звезда, то на диаграмме должно быть скопление точек вблизи того места, которое занимает Солнце. То есть большинство звезд должны быть желтого цвета с такой же светимостью, как Солнце. Каково же было удивление астрономов, когда оказалось, что в космосе не нашли звезды, которую можно считать копией Солнца. Большинство звезд на диаграмме оказались в узкой полосе. которую называют главной последовательностью. Диаметры звезд главной последовательности отличаются в несколько раз, а их светимость по закону Стефана-Больцмана определяется температурой поверхности.

Мир звезд чрезвычайно разнообразен, однако в нем господствуют определенные закономерности. Попробуем упорядочить основную необходимую информацию о звездах в таблицах.

Приведем таблицу, которая включает основные данные о звездах разных спектральных классов главной последовательности (ГП — табл. 1). (Слайд24).

Таблица 1

Спектральная классификация звезд

Спектраль-ный класс

Абсолютная звездная величина, М_абс

Эффективная температура, тыс. К

Основные линии

Цвет

-5,7 ÷ -3,3

40-28

Н⁺, Не, Н

Светло-голубой

-4,7 ÷ +0,5

28-10

Не, Н

Бело-голубой

+0,1 ÷ +3,7

10-7

Белый

+2,6 ÷ +4,6

7-6

Н, Са⁺

Желтовато белый

+4,4 ÷ +6,0

6-5

Са⁺, Fе, Тi

Желтоватый

+5,9 ÷ +9,0

5-3,5

Fе, Тi

Желто горячий

+9,0 ÷ +16

3,5-2,5

ТiO

Красноватый

Недавно были введены следующие за М спектральные классы L и Т, к которым принадлежат наименьшие и самые холодные звезды и субзвезды —объєкти, промежуточные между звездами и планетами.

Основные данные о звездах некоторых спектральных классов главной последовательности по отношению к Солнцу приведены в табл. 2. (Слайд18).

Таблица 2

Характеристики звезд главной последовательности

Спектраль-ный класс

Масса,

M_О

Радиус,

R_О

Светимость,

L_О

Время жизни на ГП, лет

В₀

17-3,2

9-2,8

30 000-100

8·10⁶-4·10⁸

А₀

3,2-1,5

2,8-1,25

100-4,8

4·10⁸-4·10⁹

F₀

1,5-1,02

1,25-1,02

4,8-1,2

4·10⁹-1,1·10¹⁰

G₀

1,02- 0,74

1,02-0,74

1,2-0,35

1,1·10¹⁰-1,7·10¹⁰

G₂ (Солнце)

1,0

1,3·10¹⁰

К₀

0,74-0,31

0,74-0,33

0,35-0,03

1,7·10¹⁰-2,8·10¹⁰

К₅

0,54

0,10

7,0·10¹⁰

Важнейшей из этих характеристик является масса. Она определяет положение звезд ГП на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и остальные их характеристики.

ВЫВОДЫ

Хотя все звезды одинаково выглядят, но их физические характеристики – светимость, температура, радиус, плотность – существенно отличаются друг от друга
Солнце по своим параметрам принадлежит к желтым звездам, которые находятся в состоянии равновесия и не изменяют свои размеры в течение миллиардов лет.
В космосе существуют звезды-гиганты, которые в тысячу раз больше, чем Солнце, и звезды-карлики, радиус которых меньше, чем радиус Земли.

Закрепление нового материала

Ответы учащихся на вопросы заданий

Используя таблицу самых ярких звезд на стр.148 учебника, выберите звезду, которая соответствует номеру вашей картоки и ответьте на следующие вопросы:

Название звезды
К какому созвездию относится данная звезда?
Видимая звездная величина
Расстояние до звезды в парсеках и св. годах
Во сколько раз светимость больше светимости Солнца?
Чему равна энергия Е, излучаемая звездой ежесекундно?
К какому спектральному классу относится ваша звезда?
К какому типу звезд по своим размерам относится данная звезда (карлик, нормальная звезда, гигант, сверхгигант)?
Определите радиус выбранной вами звезды, если радиус Солнца равен ≈ 7·10⁵ км.

Итог урока

Учитель подводит итоги урока, отмечает самых активных учащихся, подсчитывается количество жетонов, полученных учащимися за устные ответы

Домашнее задание: §13, с. 109, задание11, 12

Рефлексия

А теперь, ребята, я попрошу вас проанализировать ваше настроение в конце урока.

Элементы астрофизики в КИМ — презентация онлайн

2. Элементы астрофизики в КИМ проверялись

• линией заданий 24 на множественный выбор двух
утверждений из пяти предложенных.

В основной день
предлагалось лишь три модели заданий:
• С заданиями с привлечением диаграммы Герцшпрунга –
Рессела справляются в среднем 66% участников
экзамена. При этом большинство успешно: сравнивает
длительность «жизненного цикла» звезд различных
спектральных классов главной последовательности;
распознает по описаниям звезд их отношение к главной
последовательности, красным гигантам или белым
карликам; распознает различия в плотности красных
гигантов, звезд главной последовательности и белых
карликов.

3. Затруднения вызывают утверждения

связанные с понятиями «светимость» и «абсолютная
звездная величина». Например, к типичным ошибкам
можно отнести выбор в качестве верных утверждений
«Чем выше температура звезды, тем больше ее
светимость» и «Чем ниже температура
поверхности звезды, тем меньше ее абсолютная
звездная величина».
С заданиями на базе таблицы с характеристиками
звезд (температура поверхности, масса, радиус,
название созвездия, к которому относится звезда)
справляются в среднем около 68% выпускников.

Здесь
затруднения были связаны с отнесением звезд по их
характеристикам к красным гигантам и
сверхгигантам.
Более трудными оказались задания с
использованием таблицы с характеристиками
звезд, в числе которых указывалась средняя
плотность.
Средний процент выполнения этого задания – 58.
Затруднение вызывает отнесение
звезд к гигантам, белым карликам и звездам
главной последовательности по сравнению их
плотностей. Кроме того, без подсказки в виде
диаграммы Герцшпрунга – Рессела
значительная часть участников экзамена
затрудняется в определении спектрального
класса звезды по температуре ее поверхности.

5. Надо знать наизусть

Класс
Цвет
T, 10

звезд главной последовательности | Таблица, характеристики и факты — видео и расшифровка урока

Что такое звезда главной последовательности?

Звезда главной последовательности — это любая звезда, имеющая горячее плотное ядро, которое превращает водород в гелий для производства энергии. Большинство звезд в галактике являются звездами главной последовательности, включая Альфу Центавра А, Тау Кита и Солнце.

Звезды образуются в результате гравитационного коллапса газа и пыли из межзвездной среды. Этот гравитационный коллапс генерирует энергию и становится более плотным.Когда ядро становится достаточно плотным, звезда начинает генерировать энергию за счет синтеза водорода в гелий. В конце концов внешнее тепловое давление уравновешивает гравитационный коллапс, и звезда становится стабильной. В этот момент звезда выходит на главную последовательность, где и останется большую часть своей жизни.

Карта звездного неба главной последовательности

Карта звездного неба главной последовательности или диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR) представляет собой карту, показывающую взаимосвязь между светимостью звезды и ее звездной классификацией или эффективной температурой.На изображении показан пример диаграммы HR.

Пример диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

По горизонтальной оси отложена температура поверхности звезды, соответствующая спектральному классу. Спектральные классы звезд классифицируются буквами O, B, A, F, G, K и M, где O — самая горячая, а M — самая холодная. Спектральные типы также можно организовать по цвету, где О — самый синий, а М — самый красный.По этой причине температура на HR-диаграмме уменьшается слева направо. Вертикальная ось представляет звездную светимость или абсолютную величину и обычно дается в единицах светимости Солнца. Солнце — звезда главной последовательности со спектральным классом G или желтый карлик.

Изображение Солнца.

Каждая позиция на диаграмме HR представляет звезду с уникальным сочетанием светимости и спектрального класса.Звезды в левом верхнем углу горячие и яркие, а звезды в правом нижнем углу холодные и тусклые.

Звезды на диаграмме HR обычно подразделяются на одну из четырех групп. Большинство звезд являются звездами главной последовательности, которая представляет собой диагональную линию, идущую из верхнего левого угла в нижний правый. Звезды в правом верхнем углу диаграммы называются красными гигантами и сверхгигантами, потому что они очень большие и очень яркие. Звезды в левом нижнем углу диаграммы называются белыми карликами, потому что они маленькие и обычно кажутся белыми из-за своей температуры.

Что представляет собой основная последовательность?

Положение звезды на HR-диаграмме будет меняться по мере того, как звезда проходит свой жизненный цикл. Большинство звезд проводят большую часть своей жизни на главной последовательности. Звезда будет оставаться около своего начального положения на диаграмме HR, пока значительное количество водорода в ее ядре не будет исчерпано. Когда звезды истощают запасы водорода, они обычно сходят с главной последовательности и становятся красными гигантами. Таким образом, главная последовательность представляет собой время жизни звезды при синтезе водорода.

Диаграмма

Герцшпрунга-Рассела | COSMOS

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма) — один из важнейших инструментов в изучении звездной эволюции. Независимо разработанная в начале 1900-х годов Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом, она отображает температуру звезд в зависимости от их светимости (теоретическая диаграмма HR) или цвет звезд (или спектральный класс) в зависимости от их абсолютной величины (наблюдательная диаграмма HR, также известная как диаграмма цвет-величина).
В зависимости от своей начальной массы каждая звезда проходит определенные этапы эволюции, определяемые ее внутренней структурой и тем, как она производит энергию. Каждая из этих стадий соответствует изменению температуры и светимости звезды, которые, как видно, перемещаются в разные области на HR-диаграмме по мере ее эволюции. Это раскрывает истинную силу диаграммы HR — астрономы могут узнать внутреннюю структуру звезды и стадию эволюции, просто определив ее положение на диаграмме.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела показаны различные этапы звездной эволюции.Безусловно, наиболее заметной особенностью является главная последовательность (серая), которая проходит от верхнего левого (горячие, яркие звезды) к нижнему правому (холодные, слабые звезды) диаграммы. Гигантская ветвь и звезды-сверхгиганты лежат выше главной последовательности, а ниже нее находятся белые карлики.
Авторы и права: Р. Холлоу, CSIRO.
На этой диаграмме Герцшпрунга-Рессела показана группа звезд на разных стадиях их эволюции. Безусловно, наиболее заметной особенностью является главная последовательность, которая проходит от верхнего левого (горячие, яркие звезды) к нижнему правому (холодные, слабые звезды) диаграммы.Гигантская ветвь также хорошо заселена, и здесь много белых карликов. Также нанесены классы светимости Моргана-Кинана, которые различают звезды с одинаковой температурой, но разной светимостью. —>
Есть 3 основных области (или стадии эволюции) диаграммы HR:

Основная последовательность , протянувшаяся от верхнего левого угла (горячие, яркие звезды) до нижнего правого (холодные, слабые звезды), доминирует на HR-диаграмме. Именно здесь звезды проводят около 90% своей жизни, сжигая водород в гелий в своих ядрах.Звезды главной последовательности имеют класс светимости Моргана-Кинана, обозначенный как V .
красные гиганты и сверхгиганты звезды (классы светимости с I по III ) занимают область выше главной последовательности. У них низкая температура поверхности и высокая светимость, что, согласно закону Стефана-Больцмана, означает, что они также имеют большие радиусы. Звезды вступают в эту эволюционную стадию, как только они исчерпали водородное топливо в своих ядрах и начали сжигать гелий и другие более тяжелые элементы.
белых карлика звезды (класс светимости D ) являются последней стадией эволюции звезд с низкой и средней массой и находятся в левом нижнем углу диаграммы HR. Эти звезды очень горячие, но имеют низкую светимость из-за своего небольшого размера.

Солнце находится на главной последовательности со светимостью 1 и температурой около 5400 Кельвинов.
Астрономы обычно используют HR-диаграмму либо для обобщения эволюции звезд, либо для исследования свойств набора звезд.В частности, строя HR-диаграмму шарового или рассеянного звездного скопления, астрономы могут оценить возраст скопления, исходя из того, где звезды, по-видимому, отключают главную последовательность (см. статью о главной последовательности, чтобы узнать, как это работает).

Диаграмма HR

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела :

Чтения: Шнайдер и Арни: единицы 50, 58

В 1905 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг и независимо американец астроном Генри Норрис Рассел заметил, что светимость звезд снизился от спектрального класса О до М.Они разработали технику построение графика абсолютной величины звезды в зависимости от ее спектрального класса, чтобы выглядеть для семей звездного типа.

Эти диаграммы, называемые диаграммами Герцшпрунга-Рассела или HR-диаграммами, отображают светимость в солнечных единицах по оси Y и звездная температура по оси X оси, как показано ниже.

Обратите внимание, что шкалы нелинейны. Горячие звезды населяют левую руку сторона диаграммы, холодные звезды справа. Яркие звезды на вверху, слабые звезды внизу.Наше Солнце — довольно средняя звезда и сидит почти посередине.

График ближайших звезд на HR диаграмме показан ниже:

Большинство звезд в окрестностях Солнца тусклее и холоднее, чем Солнце. Есть также несколько красных и очень ярких звезд. (называемые красными сверхгигантами) и несколько горячих, но очень тусклых звезд. (так называемые белые карлики). В следующей лекции мы увидим, что звезды начинают свою жизнь на главной последовательности, затем развиваются в разные части диаграммы ЧР.

Большинство звезд на приведенной выше диаграмме попадают на кривую, которую мы называем основная последовательность. Это область, где встречается большинство нормальных звезд. Нормальный, с точки зрения астрономии, означает, что они молоды (несколько миллиардов лет) и сжигание водорода в их ядрах. Со временем меняется звезда или развиваются по мере изменения физики в их ядрах. Но для большинства время жизни звезды находится где-то на главной последовательности.

Некоторым областям диаграммы ЧСС были даны имена, хотя звезды может занимать любую часть.Самые яркие звезды называются сверхгигантами. Звездные скопления богаты звездами, расположенными недалеко от главной последовательности, называемой красной. гиганты. Звезды главной последовательности называют карликами. И слабые, горячие звезды называются белыми карликами.

Типы спектральной классификации оказались более точными, чем попытки измерить температуру звезды по ее цвету. Поэтому часто шкалу температур на горизонтальной оси заменяют на спектральные типы, ОБАФГКМ. Это имело то преимущество, что было более линейным, чем температура (хорошо пробелы) и содержал больше информации о звезде, чем только ее температура (значение состояние его атомов).

Диаграмма HR становится расчетным инструментом, когда вы понимаете, что температура, яркость и размер (радиус) связаны законом Стефана-Больцмана. Стандартный закон Стефана-Больцмана: для точечных источников — идеализированный случай. Реальные объекты имеют размер, то есть площадь поверхности. Большой объекты остывают быстрее (излучают энергию быстрее), чем маленькие объекты, поэтому должна быть некоторая корреляция с радиусом. Для звезд светимость, температура и радиус связаны разложением Закон Стефана-Больцмана, который гласит:

L = 4π R ² σ T ⁴

Это уравнение можно выразить в солнечных единицах следующим образом:

л / л _o = ( R / R _или) ² ( T / T _или) ⁴

где L _o , R _o и T _o — светимость, радиус и поверхность температура Солнца.

Зная из лабораторных измерений, что постоянная Стефана-Больцмана равна 5,67×10 ^-8 позволяет вычислить светимость звезды в единицах ватт (как лампочка), если мы знать радиус звезды в метрах и температуру в кельвинах. Например, Солнце 6,96×10 ⁸ метров в радиусе и имеет температуру поверхности 5780К. Следовательно, его светимость 3,84х10 ²⁶ Вт.

На логарифмическом графике член в квадрате R в приведенных выше уравнениях представляет собой прямая линия на HR-диаграмме.Это означает, что на HR-диаграмме Размер звезды легко определить, если определить ее светимость и цвет. известен.

Диаграмма HR является ключевым инструментом для отслеживания эволюции звезд. Звезды начинают свою жизнь на главной последовательности, но затем превращаются в красных Гигантская фаза и сверхгигантская фаза, прежде чем умереть как белые карлики или что-то в этом роде. более жестокий финал.

Термоядерный синтез :

Генерация энергии — сердце звезд. Он дает энергию, которая мы видим как свет, и он также обеспечивает тепло и давление, которые поддерживает структуру звезд.Источником энергии для звезд является термоядерный синтез.

Обычно частицы с одинаковыми зарядами (положительно-положительным или отрицательный-отрицательный) отталкиваются друг от друга, это называется электростатическим отвращение. Но при температуре выше 15 миллионов градусов К движения протонов достаточно высоки, чтобы преодолеть электростатическую силами, и ядра могут «слиться» с помощью сильного взаимодействия.

Первичным выходом термоядерных реакций являются фотоны в форме гамма-лучей, но большое количество других частиц производится также.

Простейшей реакцией синтеза является протон-протонная цепочка, общая для всех звезд главной последовательности. Он имеет следующие четыре этапы:

Все фотоны гамма-излучения рассеиваются много-много раз по мере того, как они покинуть звездное ядро. При каждом рассеянии происходит обмен энергией, так что фотоны преобразуются в видимые, УФ, ИК и радиофотоны, а также высокоэнергетические, производящие тепловой, планковский спектр.

Проблема нейтрино :

В протон-протонной цепочке взаимодействуют несколько различных типов материи. создается из энергии, и высвобождается много фотонов гамма-излучения.Однако из-за высокой плотности в ядре звезды все эти объекты находятся в ловушке в центре и, таким образом, мы не можем «видеть», что происходит внутри звезды. Однако также создается много нейтрино, и нейтрино очень особый тип фундаментальной частицы без электрического заряда, очень маленькая массой и половиной единицы вращения. Нейтрино относятся к семейству частиц, называемых лептонами, которые не подвержены сильному ядерному сила, поэтому не останавливается материей в ядре звезды.

Нейтрино являются наиболее проникающими субатомными частицами, потому что они реагируют с веществом только посредством слабого взаимодействия. Нейтрино не вызывают ионизацию, так как не имеют электрического заряда. Только 1 из 10 миллиарда, путешествуя сквозь материю на расстояние, равное земному диаметром, реагирует с протоном или нейтроном. Однако, поскольку нейтрино слабо взаимодействующие, их так же трудно обнаружить. Наш лучший Нейтринные «телескопы» — это большие резервуары с водой, зарытые глубоко под землей. такие как супер Камиоканде в Японии.Вода содержит много протонов в виде атомы водорода.

Нейтрино от взрыва сверхновой путешествуют со скоростью или очень около скорости света и несут много энергии. В редких случаях а нейтрино попадет в протон в резервуаре с водой (чем больше воды, тем шанс больше). Это столкновение породит позитрон, который отскакивает с такой высокая скорость, что он испускает короткую вспышку света, известную как черенковское излучение. То бак детектора с водой похоронен глубоко в земле, чтобы устранить космические лучи и другие взаимодействия, которые могли бы исказить обнаружение нейтрино.Только нейтрино могут достигать таких глубин.

Несмотря на то, что нейтрино так трудно остановить, их так много, что можно сконструировать детекторы. К сожалению, детекторы обнаруживают лишь часть числа нейтрино, которое они должны. Это был крупный источником беспокойства и путаницы в течение многих лет, и назывался «проблема нейтрино» или «проблема с солнечными нейтрино». Что делает это значит? Долго никто не знал. Это могло означать, что наши идеи о цепочке протон-протон нуждается в пересмотре, или что есть какие-то неизвестные работающий механизм, который поглощает многие нейтрино до того, как они достигнут Земной шар.Это оставалось загадкой до недавнего времени, когда астрономы и физики предположили, что нейтрино могут изменить свои характеристики когда они движутся к Земле. Итак, когда они добрались до детекторов на Земле, многие из нейтрино на самом деле превратились в другой тип чем то, что искали детекторы. Серьезным доказательством этого было объявлено в июне 2001 г., и похоже, что «проблема нейтрино» было решено.

12 знаков зодиака: даты и характерные черты каждого знака зодиака

Мне как профессиональному астрологу задают самые разные вопросы. Из самых распространенных курьезов — «какие лучших знака зодиака?» вместе со своим злым двойником, «какие худших знака зодиака?» Хотя я ценю любые астрологические вопросы, позвольте мне прямо заявить: в астрологии нет ни победителей, ни проигравших. На самом деле, когда вы входите в метафизическую сферу (мир звезд, карт Таро, чайных листьев и т. д.), этот черно-белый двоичный код вылетает прямо в окно. В этой магической, мистической сфере мы работаем с нюансами.

Каждый знак — важная и важная часть головоломки зодиака. Четыре элемента — воздушные знаки, огненные знаки, водные знаки, земные знаки — работают вместе, чтобы создать всеобъемлющее целое, которое проявляется в вашей жизни как ваши уникальные черты личности. Хотя астрология представляет собой чрезвычайно сложное исследование, самый фундаментальный принцип астрологии сосредоточен на 12 знакомых знаках зодиака. На протяжении веков каждый знак вырабатывал свои собственные ассоциации — включая мифы, животных и цвета — и свои характеристики. Каждый знак освещен своей собственной точкой зрения, полной сильных сторон и исчерпывающих слабостей.

С астрономической точки зрения мы знаем, что Солнце неподвижно, поскольку его стабильность поддерживает всю солнечную систему. Но с нашей точки зрения здесь, на планете Земля, Солнце находится в постоянном движении. Мы можем положиться на его повседневную производительность (включая вдохновляющие восходы и драматические закаты), а также на его расположение в небе. Положение, которое Солнце занимало в момент вашего рождения, известно как ваш «солнечный знак» (иногда его называют «знак зодиака» или «знак рождения»), и это космическая стартовая площадка как для начинающих, так и для профессиональных астрологов.(Ваш восходящий знак — еще одно очень важное место, и вы можете прочитать о нем здесь). Ваш солнечный знак определяется датой вашего рождения и представляет вашу основную личность, самоощущение, основные предпочтения, романтическую совместимость и то, как вы перемещаетесь по миру. Это астрологическое положение проливает свет на ваши врожденные дары, а также на ваши невидимые слепые зоны. Ваши радости, желания, недостатки и страхи делают вас особенными, и когда ваш солнечный знак сочетается с другими планетами и положениями в вашей карте рождения, он создает характерный небесный профиль, который служит вашим космическим отпечатком пальца.

Понял? Хорошо. Теперь давайте перейдем к следующему уровню. Двенадцать знаков зодиака также делятся на подгруппы: четыре тройственности и три четверности. Если это кажется немного запутанным, не волнуйтесь, у безумия есть метод. Триплицитеты относятся к четырем элементам знаков зодиака, из которых три знака зодиака в каждой группе: Знаки Огня (Овен, Лев, Стрелец), Знаки Земли (Телец, Дева, Козерог), Воздушные знаки (Близнецы, Весы, Водолей). ) и водные знаки (Рак, Скорпион, Рыбы).Вообще говоря, огненные знаки страстны и буйны, земные знаки практичны и приземлены, воздушные знаки интеллектуальны и любопытны, а водные знаки интуитивны и эмоциональны.

26 ярчайших звезд

conste

26 ярчайших звезд

Самые яркие звезды, как они видны с Земли

Адаптировано из 18-го издания Norton 2000.0 (авторское право 1989 г., Longman Group UK) с дополнительными комментариями Билла Baity’s Sky Pages

Величины

Шкала величин была изобретена древнегреческим астрономом по имени Гиппарх примерно в 150 году до н.C. Он расположил звезды, которые он мог видеть, по их яркости, от 1, обозначающей самую яркую, до 6, обозначающую самую тусклую. Современная астрономия распространила эту систему на звезды ярче, чем звезды 1-й величины Гиппарха, и звезды намного, намного слабее 6.

Оказывается, глаз воспринимает яркость логарифмически, поэтому каждое увеличение на 5 звездных величин соответствует уменьшению яркости на фактор 100. Абсолютная величина — это величина, которую звезды имели бы если смотреть с расстояния 10 парсеков или около 32.6 световых лет. Очевидно, Денеб по своей природе очень умен, чтобы составить этот список из своих большее расстояние. Ригель почти такой же абсолютной величины, но ближе, стоит еще выше в списке. Обратите внимание, что большинство этих расстояний действительно рядом, в космическом масштабе, и что они вообще неопределенность не менее чем на 20%. Все звезды в той или иной степени переменны; те которые явно изменчивы, отмечены буквой «v».

Что такое кажущиеся и абсолютные величины? Видно, насколько ярко являться нам в небе.Шкала несколько условна, как поясняется выше, но разница величин в 5 была установлена точно в множитель 100 баллов по интенсивности. Абсолютные величины — это то, насколько яркой будет звезда. появляются с некоторого стандартного расстояния, произвольно установленного как 10 парсеков или около 32,6 световых лет. Звезды могут быть такими же яркими, как абсолютная величина -8 и такой же слабый, как абсолютная величина +16 или слабее. Таким образом, существует (очень несколько) звезд более чем в 100 раз ярче Сириуса, и почти нет известен слабее, чем Wolf 356.

Назад на главную страницу созвездий

Домашняя страница Криса Долана

Схема «звезда» и «снежинка» в хранилище данных с примерами моделей

Что такое многомерная схема?

Многомерная схема специально разработана для моделирования систем хранения данных. Схемы предназначены для удовлетворения уникальных потребностей очень больших баз данных, предназначенных для аналитических целей (OLAP).

Типы схемы хранилища данных:

Ниже приведены 3 основных типа многомерных схем, каждая из которых имеет свои уникальные преимущества.

Звездная схема
Схема снежинки
Схема Галактики

В этом уроке мы объясним схему звезды и снежинки вместе со схемой галактики и звездного скопления-

Что такое звездная схема?

Схема звезды в хранилище данных, в котором центр звезды может иметь одну таблицу фактов и ряд связанных таблиц измерений. Она известна как схема звезды, поскольку ее структура напоминает звезду. Модель данных Star Schema — это простейший тип схемы хранилища данных.Она также известна как схема соединения звезд и оптимизирована для запросов к большим наборам данных.

В следующем примере схемы Star таблица фактов находится в центре, которая содержит ключи для каждой таблицы измерений, таких как Dealer_ID, Model ID, Date_ID, Product_ID, Branch_ID и другие атрибуты, такие как проданные единицы и доход.

Пример диаграммы схемы звезды

Характеристики звездной схемы:

Каждое измерение в звездообразной схеме представлено единственной одномерной таблицей.
Таблица измерений должна содержать набор атрибутов.
Таблица измерений соединяется с таблицей фактов с помощью внешнего ключа
Таблицы размеров не соединены друг с другом
Таблица фактов будет содержать ключ и меру
Схема Star проста для понимания и обеспечивает оптимальное использование диска.
Таблицы измерений не нормализованы. Например, на приведенном выше рисунке Country_ID не имеет таблицы поиска страны, как это было бы в схеме OLTP.
Схема широко поддерживается BI Tools

Что такое схема снежинки?

Схема снежинки в хранилище данных — это логическое расположение таблиц в многомерной базе данных, при котором диаграмма ER напоминает форму снежинки. Схема «Снежинка» является расширением схемы «Звезда» и добавляет дополнительные измерения. Таблицы измерений нормализованы, что разбивает данные на дополнительные таблицы.

В следующем примере схемы Snowflake столбец Country дополнительно нормализован в отдельной таблице.

Пример схемы снежинки

Характеристики схемы снежинки:

Основным преимуществом схемы «снежинка» является использование меньшего дискового пространства.
В схему добавлено измерение, которое проще реализовать
Из-за нескольких таблиц производительность запросов снижается
Основная проблема, с которой вы столкнетесь при использовании схемы «снежинка», заключается в том, что вам потребуется больше усилий по обслуживанию из-за большего количества таблиц поиска.

Схема «звезда» и схема «снежинка»: ключевые отличия

Ниже приводится ключевое различие между схемой Snowflake и схемой Star:

Звездная схема	Схема снежинки
Иерархии измерений хранятся в таблице измерений.	Иерархии разбиты на отдельные таблицы.
Содержит таблицу фактов, окруженную таблицами измерений.	Одна таблица фактов, окруженная таблицей измерений, которая, в свою очередь, окружена таблицей измерений
В звездообразной схеме только одно соединение создает связь между таблицей фактов и любыми таблицами измерений.	Схема «снежинка» требует много соединений для выборки данных.
Простой дизайн БД.	Очень сложный дизайн БД.
Денормализованная Структура данных и запросы также выполняются быстрее.	Нормализованная структура данных.
Высокий уровень избыточности данных	Избыточность данных очень низкого уровня
Таблица одного измерения содержит агрегированные данные.	Данные разделены на разные таблицы измерений.
Обработка куба выполняется быстрее.	Обработка куба может быть медленной из-за сложного соединения.
Предлагает более производительные запросы с использованием оптимизации запросов Star Join. Таблицы могут быть связаны с несколькими измерениями.	Схема Snowflake представлена централизованной таблицей фактов, которая вряд ли связана с несколькими измерениями.

Что такое схема галактики?

Схема Galaxy содержит две таблицы фактов, которые совместно используют таблицы измерений. Ее также называют схемой констелляции фактов. Схема рассматривается как набор звезд, отсюда и название «Схема Галактики».

Пример схемы галактики

Как видно из приведенного выше примера, есть две таблицы фактов

Выручка
Товар.

В Galaxy общие размеры схемы называются согласованными измерениями.

Характеристики схемы галактики:

Измерения в этой схеме разделены на отдельные измерения на основе различных уровней иерархии.
Например, если география имеет четыре уровня иерархии, такие как регион, страна, штат и город, тогда схема Galaxy должна иметь четыре измерения.
Более того, такой тип схемы можно построить, разделив схему с одной звездой на несколько схем со звездами.
В этой схеме слишком большие измерения, которые необходимы для построения на основе уровней иерархии.
Эта схема полезна для агрегирования таблиц фактов для лучшего понимания.

Что такое схема звездного скопления?

Схема

Snowflake содержит полностью развернутые иерархии. Однако это может усложнить схему и потребовать дополнительных объединений.С другой стороны, схема «звезда» содержит полностью свернутые иерархии, что может привести к избыточности. Таким образом, лучшим решением может быть баланс между этими двумя схемами, который представляет собой схему схемы звездного скопления.

Пример схемы звездного скопления

Перекрывающиеся измерения могут встречаться в виде ответвлений в иерархиях. Разветвление происходит, когда объект выступает в качестве родителя в двух разных иерархиях измерений. Затем разветвленные объекты идентифицируются как классификация с отношениями «один ко многим».

Резюме:

Многомерная схема специально разработана для моделирования систем хранилища данных
Схема «звезда» — это простейший тип схемы хранилища данных.Она известна как схема звезды, поскольку ее структура напоминает звезду.
При сравнении схемы «Снежинка» и «Звезда» схема «Снежинка» является расширением схемы «Звезда» и добавляет дополнительные измерения. Он называется снежинкой, потому что его схема напоминает снежинку.
В звездообразной схеме только одно соединение определяет связь между таблицей фактов и любыми таблицами измерений.
Схема «звезда» содержит таблицу фактов, окруженную таблицами измерений.
Схема снежинки окружена таблицей измерений, которая, в свою очередь, окружена таблицей измерений
Для получения данных по схеме «снежинка» требуется множество соединений.
При сравнении схемы «Звезда» и «Снежинка» схема «Пуск» имеет простую структуру БД, а схема «Снежинка» имеет очень сложную структуру БД.
Схема Galaxy содержит две таблицы фактов, которые имеют общие таблицы измерений. Ее также называют схемой констелляции фактов.
Схема звездного кластера содержит атрибуты схемы звезды и снежинки.

Краткое руководство по накшатрам/звездам в астрологии

Накшатра Значение

Древние индуистские мудрецы разделили зодиак на 27 накшатр или лунных созвездий.Каждое созвездие охватывает 13 градусов 20 минут. Расчет накшатр начинается с Ашвини накшатры 0 градусов Овна и заканчивается на 30 градусе Рыб, покрытых накшатрой Ревати. Абхиджит — 28-я накшатра. Использование накшатры очень важно в ведической астрологии. Вимшоттари Даша, 120-летний планетарный цикл, основан на накшатре рождения. Каждая накшатра разделена на четыре части, называемые падами. Накшатры также определяют характеристики размещенных в них планет.

Согласно ведической астрологии, знание Джанма Накшатры очень важно.Джанманакшатра — это накшатра, в которой находилась Луна во время рождения. Луна проходит через накшатру за день.

Знайте свою накшатра-гану и ее характеристики. Знайте свою накшатра-гану и ее характеристики — как гана влияет на поведение человека.

Накшатра или звезды в астрологии
Эти небесные светила играют решающую роль в астрологических расчетах.Первоначально зодиак был сгруппирован в 12 раши для удобства, однако древние провидцы разделили небеса на 27 накшатр или звездных созвездий для вызова прецессии. Эти созвездия или накшатры стали одним из самых важных компонентов в астрологии. Ведическая астрология отождествляет каждое созвездие со звездой. Таким образом, 360-градусное деление неба делится на 27 частей по 13,20 градусов, отождествляемых с 27 звездами.Каждая из этих накшатр далее подразделяется на четыре пады или четверти по 3 градуса и 20 минут. Следовательно, первый Раши, Меша, имеющий 30 градусов, содержит все 4 пады (13:20′) 1-го звездного созвездия Ашвини, все 4 пады (13:20′) 2-го звездного созвездия Бхарани и 1-ю паду. (3:20′) третьей звезды созвездия Криттика. Таким образом, каждый Раши состоит из 9 Пад. Некоторые школы астрологии также рассматривают 28 делений с дополнительной звездой, называемой Абхиджит.Однако для всех практических целей учитываются только 27 звезд, начиная с Ашвини. (Ссылка: диаграмма).
Эти Накшатры широко классифицируются по трем главам: Дэва (божественное), Нара (человеческое) и Ракшаса (демоническое). Кроме того, они подразделяются по полу и варне (составу), а также им приписываются такие качества, как цвет, главенствующее божество, достоинства и правление частей тела, планет и т. д.В то время как изучаются эффекты конкретной планеты, помещенной в Раши, также принимается во внимание положение планеты по отношению к Накшатре и ее конкретной Паде. Индийцы на протяжении веков принимали во внимание эти Накшатры для определения благоприятных дат и Мухурты (момент) для любого культурного или религиозного события, включая брак. Роль накшатр и соответствующих им пад в предсказательной астрологии уникальна для индийской астрологии.

Имена накшатр — Таблица списка накшатр

Ваши точные персонализированные астрологические предсказания находятся на расстоянии одного звонка – поговорите с опытным астрологом прямо сейчас!
С милостью Ганеши,
Команда GaneshaSpeaks.

Основные характеристики звезд

3. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД

Цвет и длина волны

Спектральные классы звезд

Основные характеристики Солнца

Пределы изменения характеристик различных звезд

Характеристики звезд — О’Пять пО физике!

Основные характеристики звезд

Теорема о вириале

Гравитационная энергия типичных астрономических объектов

Ядерные реакции в звездах

Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности звезд различной массы

Характеристики звезды — свойства, параметры, значение, вики — WikiWhat

Светимость звёзд

Температура звёзд

Химический состав звёзд

Взаимосвязи характеристик звёзд

Соотношение масса-светимость

Внутренние характеристики звезды

Внутренняя энергия звезды

Картинки (фото, рисунки)

Диаграмма соотношения масса-светимость

Масса звезды равна 10

Все виды звёзд. Сверхновые, карлики, нейтронные и прочие | Космос, Наука

Все звёзды

* * *

Урок по астрономии на тему: ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД

Элементы астрофизики в КИМ — презентация онлайн

2. Элементы астрофизики в КИМ проверялись

3. Затруднения вызывают утверждения

5. Надо знать наизусть

звезд главной последовательности | Таблица, характеристики и факты — видео и расшифровка урока

Что такое звезда главной последовательности?

Карта звездного неба главной последовательности

Что представляет собой основная последовательность?

Герцшпрунга-Рассела | COSMOS

Диаграмма HR

12 знаков зодиака: даты и характерные черты каждого знака зодиака

26 ярчайших звезд

Самые яркие звезды, как они видны с Земли

Величины

Домашняя страница Криса Долана

Схема «звезда» и «снежинка» в хранилище данных с примерами моделей

Что такое многомерная схема?

Что такое звездная схема?

Характеристики звездной схемы:

Что такое схема снежинки?

Характеристики схемы снежинки:

Схема «звезда» и схема «снежинка»: ключевые отличия

Что такое схема галактики?

Характеристики схемы галактики:

Что такое схема звездного скопления?

Резюме:

Краткое руководство по накшатрам/звездам в астрологии

Накшатра Значение

Накшатра или звезды в астрологии

Имена накшатр — Таблица списка накшатр

Author: alexxlab

Добавить комментарий Отменить ответ

Рубрики