CBRR5725 (Билеты по астрономии за 11 класс), страница 3

p – годичный параллакс.

Также используется единица расстояния парсек. Парсек – расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения видна под углом 1 или расстояние до звезды, которое соответствует параллаксу в 1.

Расстояние до звезды в парсеках

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. е. = 3 * 10¹¹ км.

Световой год- расстояние, которое свет проходит за 1год.

Измерением годичного параллакса можно надёжно установить расстояние до звёзд, находящихся не далее 100 парсек или 300 св. лет.

Билет № 16. Существуют разные типы звёзд: одиночные, двойные и кратные, стационарные и переменные, звёзды-гиганты и звёзды-карлики, новые и сверхновые. Существуют ли в этом многообразии звёзд, в кажущемся их хаосе закономерности? Такие закономерности, несмотря на разные светимости, температуры и размеры звёзд, существуют.

Звёзды классифицируются по следующим параметрам: размеры, цвет, светимость, спектральный класс.

По размерам звёзды делятся на звёзды-карлики, средние звёзды, нормальные звёзды, звёзды гиганты и звёзды-сверхгиганты. Звёзды-карлики – спутник звезды Сириус; средние – Солнце, Капелла (Возничий); нормальные (t = 10 тыс. К) – имеют размеры между Солнцем и Капеллой; звёзды-гиганты – Антарес, Арктур; сверхгиганты – Бетельгейзе, Альдебаран.

По цвету звёзды делятся на красные (Антарес, Бетельгейзе – 3000 К), жёлтые (Солнце, Капелла – 6000 К), белые (Сириус, Денеб, Вега – 10000 К), голубые (Спика – 30000 К).

По светимости звёзды классифицируют следующим образом. Если принять светимость Солнца за 1, то звёзды белые и голубые имеют светимость в 100 и 10 тыс. раз больше светимости Солнца, а красные карлики – в 10 раз меньше светимости Солнца.

По спектру звёзды подразделяют на спектральные классы (Солнце- G2).

Атмосферы звезд имеют сходный химический состав, в основном водород и гелий. Разнообразие звездных спектров объясняется прежде всего тем, что звезды имеют разную температуру. От температуры зависит физическое состояние, в котором находятся атомы вещества в звездных атмосферах, и вид спектра. Кроме этого, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава.

Светимость (L) звезды характеризует общую мощность излучения звезды. Светимость пропорциональна площади поверхности (фотосферы) звезды и четвертой степени эффективной температуры (Т) или абсолютной звездной величине

По этой формуле можно определить, если известна светимость (L), радиус звезды R, ее объем, площадь фотосферы.

Если L_солнца=1, то lgL=0.4(M_C-M),

где M_C - абсолютная звездная величина солнца.

Между спектром и светимостью существует взаимосвязь «спектром –светимость». Звезды данного спектра не могут иметь произвольную светимость и, наоборот, звезды с определенной светимостью не могут иметь любую температуру. Масса звезд взаимосвязана со светимостью (абсолютными звездными величинами) – взимосвязь «масса-светимость». Чем больше масса звезды, тем больше светимость.

Установлено, что с увеличением массы растёт светимость звёзд, причём эта зависимость определяется формулой L = m^3,9, кроме того, для многих звёзд справедлива закономерность L  R^5,2.

Зависимость L от t и цвета (диаграмма «цвет – светимость).

Условия равновесия: как известно, звёзды являются единственными объектами природы, внутри которых происходят неуправляемые термоядерные реакции синтеза, которые сопровождаются выделением большого количества энергии и определяют температуру звёзд. Большинство звёзд находятся в стационарном состоянии, т. е. не взрываются. Некоторые звёзды взрываются (так называемые новые и сверхновые звёзды). Почему же в основном звёзды находятся в равновесии? Сила ядерных взрывов у стационарных звёзд уравновешивается силой тяготения, вот почему эти звёзды сохраняют равновесие.

Билет № 17. Закон Стефана-Больцмана определяет зависимость между излучением и температурой звёзд.

 = Т⁴  – коэффициент,  = 5,67 * 10^-8 Вт/м²к⁴

 – энергия излучения единицы поверхности звезды

L – светимость звезды, R – радиус звезды.

Полученную таким методом температуру называют эфективной температурой.

С помощью формулы Стефана-Больцмана и закона Вина определяют длину волны (), на которую приходится максимум излучения:

_maxT = b b – постоянная Вина

Можно исходить из обратного, т. е. с помощью светимости и температуры определять размеры звёзд.

Билет № 18. Переменные звезды – это звезды, блеск котрых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других беспорядочно. Изучение этих звезд важно для понимания эволюции звезд.

Цефеиды – это пульсирующие звезды, которые периодически раздуваются и сжимаются. Им присуще особенности звезды Цефея. В процессе пульсации цефеиды изменяется и температура ее фотосферы. Самую высокую температуру звезда имеет в максиуме блеска. Между периодом пульсации и светимостью цефеид существует зависимость «период – светимость», по периоду изменения блеска звезды можно оперделить ее звездную величину. Цефеиды относятся к звездам-гигантам и сверхгигантам.

У некоторых нестационарных звезд блеск резко возрастает – это новые звёзды и сверхновые звёзды. При вспышках новых звезд блеск возрастает в тысячи раз за короткое время. Новые звезды обычно входят в состав двойных систем, а вспышки происходят в результате обмена веществом между звездами, образующими двойную систему.

Еще более грандиозны вспышки сверхновых звезд. Сверхновые звезды – это взрывающиеся звезды. При взрывах сверхновых в течение нескольких суток выделяется огромная энергия. Такие взрывы происходят на заключительных этапах. Остатки оболочек сверхновых звезд, оказываются источниками радиоизлучения – их называют пульсары. Пульсары – это быстровращающиеся сверхплотные звезды, радиусы которых 10 км, а массы близки к массе Солнца. Эта звезда как бы пульсирует, излучая радиоволны. Их называют пульсарами – конечная стадия звёзд-гигантов.

Билет № 19. Двойственность среди звезд – распостраненное явление среди звезд: почти половина звезд входит в состав двойных или более сложных кратных систем. Бывает звезды видны близко друг к другу, тогда как в действительности в пространстве они совершенно не связаны друг с другом – это оптические двойные звезды. Физические двойные звезды - обращаются около их общего центра тяжести под действием взаимного тяготения. Период их обращения не превышает сотен лет. Очень тесные пары звезд можно выявить при помощи спектрального анализа – это спектрально-двойные звезды, у них наблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Двойственность тесных пар можно выявить, изучая периодические изменения блеска. Одна звезда на время заслоняет другую. Такие двойные звезды называются затменно-переменными. Из анализа блеска можно определить их радиусы. К системам двойных звезд применимы закон всемирного тяготения и законы Кеплера, а тем самым определить массу звезды.

Билет № 20. Звезды возникали в ходе эволюции галактик. Это происходило в результате сгущения облаков диффузной материи, которые формировались внутри галактик. Местами наиболее интенсивного звездообразования считаются массы холодного межзвездного вещества - газо-пылевого комплекса. Холодное газо-пылевое облако сжимается и принимает шарообразную форму. При сжатии возрастает плотность и температура облака. Возникает протозвезда, которая излучает в инфракрасном диапазоне. В протозвезде не происходят термоядерные реакции, этим она отличается от звезды.

Стадия сжатия звезд более массивных звезд продолжается сотни тысяч лет, а звезды массой меньше Солнца – сотни миллионов лет. Чем больше масса, тем при большей температуре достигается равновесие.

Далее стационарная стадия, сопровождающаяся «выгоранием» водорода. Чем массивнее звезда, тем быстрее выгорает основное топливо – водород, превращаясь в гелий ( ). Массивные голубые и белые гиганты выгорают за время 10⁷ лет. Жёлтые звёзды типа Капеллы и Солнца выгорают за 10¹⁰ лет (t_Солнца = 5 * 10⁹ лет). Белые и голубые звёзды, выгорая, превращаются в красные гиганты. В них происходит синтез 2С + Не  С₂He . С выгоранием гелия звезда сжимается и превращается в белого карлика. Белый карлик со временем превращается в очень плотную звезду, которая состоит из одних нейтронов. Уменьшение размеров звезды приводит к её очень быстрому вращению. Эта звезда как бы пульсирует, излучая радиоволны. Их называют пульсарами – конечная стадия звёзд-гигантов. Некоторые звёзды с массой значительно большей массы Солнца сжимаются настолько, что превращаются так называемые «чёрные дыры», которые, благодаря тяготению, не испускают видимого излучения.

Билет № 21. Наша звёздная система – Галактика относится к числу эллиптических галактик. Млечный путь, который мы видим, – это только часть нашей Галактики. В современные телескопы можно увидеть звёзды до 21 звёздной величины. Количество этих звёзд 2*10⁹, но это лишь малая часть населения нашей Галактики. Диаметр Галактики составляет примерно 100 тыс. световых лет. Наблюдая Галактику, можно заметить «раздвоение», которое вызвано межзвёздной пылью, закрывающей от нас звёзды Галактики.

Галактика состоит из звезд и звездных скоплений. В ядре Галактики много красных гигантов и короткопериодических цефеид. В ветвях дальше от центра много сверхгигантов и классических цефеид. В спиральных ветвях находятся горячие сверхгиганты и классические цефеиды. В различных созвездиях можно увидеть туманности, состоящие из газа и пыли. Остальное пространство заполнено межзвездным газом и пылью. Наша Галактика вращается вокруг центра Галактики, который находится в созвездии Геркулеса. Солнечная система совершает полный оборот вокруг центра Галактики за 200 млн лет. По вращению Солнечной системы можно определить примерную массу Галактики – 2 * 10¹¹m_Земли . Звёзды принято считать неподвижными, но на самом деле звёзды движутся. Но поскольку мы значительно удалены от них, то это движение можно наблюдать только в течение тысячелетий.

Билет № 22. В нашей Галактике помимо одиночных звёзд существуют звёзды, которые объединяются в скопления. Различают 2 вида звёздных скоплений:

Рассеянные звёздные скопления, например звёздное скопление Плеяды в созвездиях Тельца и Гиады. Простым глазом в Плеядах видно, 6 звёзд, если же посмотреть в телескоп, то видна россыпь звёзд. Размер рассеянных скоплений – несколько парсек. Рассеянные звёздные скопления состоят из сотен звёзд главной последовательности и сверхгигантов.

Шаровые звёздные скопления имеют размеры до 100 парсек. Для этих скоплений характерны короткопериодические цефеиды и своеобразная звёздная величина (от –5 до +5 единиц).

Русский астроном В. Я. Струве открыл, что существует межзвёздное поглощение света. Именно межзвёздное поглощение света ослабляет яркость звёзд. Межзвёздная среда заполнена космической пылью, которая образует так называемые туманности, например, тёмные туманности Большие Магеллановы облака, Конская Голова. В созвездии Ориона существует газопылевая туманность, которая светится отражённым светом ближайших звёзд. В созвездии Водолея существует Большая Планетарная туманность, образовавшаяся в результате выброса газа ближайшими звёздами. Воронцов-Вельяминов доказал, что выброс газов звёздами-гигантами достаточен для образования новых звёзд. Газовые туманности образуют слой в Галактике толщиной в 200 парсек. Они состоят из H, He, OH, CO, CO₂, NH₃. Нейтральный водород излучает длину волны 0,21 м. По распределению этого радиоизлучение определяют распределение водорода в Галактике. Кроме того, в Галактике есть источники рентгеновского радиоизлучения - квазары.