Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 5)

Масса—светимость соотношение , найденное в 1924 г. Эддингтоном соотношение между светимостью L и звездной массой М. Соотно­шение имеет вид L/Lс = (М/Мс)^а, где Lс и Мс — светимость и масса Солнца соответствен­но, значение а обычно лежит в диапазоне 3—5. Соотно­шение следует из того факта, что наблюдаемые св-ва нормальных звезд определяются главным образом их массой. Это соотношение для звезд-карликов хорошо согласуется с наблюдениями. Считается, что она справедлива также для сверхгиган­тов и гигантов, хотя их масса плохо поддается прямым измерениям. Соотношение не применимо к белым карликам, т.к. завышает их светимость.

Температура звездная – температура некоторой области звезды. Относится к числу важнейших физических характеристик любого объекта. Однако из-за того, что температура различных областей звезды отличается, а также из-за того, что температура – термодинамическая величина, которая зависит от потока электромагнитного излучения и присутствия различных атомов, ионов и ядер в некоторой области звездной атмосферы, все эти различия объединяют в эффективную температуру, тесно связанную с излучением звезды в фотосфере. Эффективная температура, параметр, характеризующий полное кол-во энергии, из­лучаемой звездой с единицы площади ее поверхности. Это однозначный метод описания звездной температуры. Э.т. определяется через температуру абсолютно черного те­ла, которое бы, согласно закону Стефана—Больцмана, излучало такую же мощность на единицу площади по­верхности, как и звезда. Хотя спектр звезды в деталях значительно отличается от спектра абсолютно черного тела, тем не менее эффективная температура характеризует энергию газа во внешних слоях звездной фотосферы и позволяет, используя закон смещения Вина (λ_max=0,29/Т), определить, на какую длину волны приходится максимум звездного излучения, а следовательно и цвет звезды.

По размерам звезды делятся на карлики, субкарлики, нормальные звезды, гиганты, субгиганты и сверхгиганты.

Спектр звезд зависит от ее температуры, давления плотности газа ее фотосферы, силы магнитного поля и хим. состава.

Спектральные классы, классифика­ция звезд по их спектрам (в первую очередь по относит, интенсивностям спектральных линий), впервые введен­ная итал. астрономом Секки. Ввел буквенные обозна­чения, к-рые были модифицированы по мере расширения знаний о внутр. строении звезд. Цвет звезды зависит от темп-ры ее поверхности, поэтому в совр. спектральной классификации Дрэпера (гарвардс­кой) С.к. расположены в порядке убывания темп-ры:

O – B – A – F – G – K – M

S

R – N

Каждый подразделяется на 10 подклассов, например от АО до А9. Самые горячие звезды класса О – голубоватые с темп-рой 100 000 К; звезды класса. В также голубоватые, А – бело-голубые, F – белые, G – бело-желтые (Солн­це принадлежит к этому классу), К – оранжевые, М – красные; звезд, принадлежащих к классам R, N и S, не­много и их темп-pa так низка, что в атмосферах могут нахо­диться молекулы. Два первых из них иногда объединяют в один класс, обозначаемый С.

Герцшпрунга – Ресселла диаграмма, график, позволяющий определить две основные характеристики звезд, выражает связь между абсолютной звездной величиной и температурой. Названа в честь датского астронома Герцшпрунга и американского астронома Ресселла, опубликовавших первую диаграмму в 1914 г. Самые горячие звезды лежат в левой диаграммы, а звезды самой высокой светимости – вверху. От верхнего левого угла к нижнему правому проходит главная последовательность, отражающая эволю­цию звезд, и заканчивающуюся звездами-карликами. Большинство звезд принадлежит этой последователь­ности. Солнце относится также к этой последователь­ности. Выше этой последователь­ности располагаются в указанном порядке субгиганты, сверхгиганты и гиганты, ниже – субкарлики и белые карлики. Эти группы звезд называются классами светимости.

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.

1. Вычисление линейных размеров светила по известным угловым размерам и расстоянию.

БИЛЕТ № 17

1. Физический смысл закона Стефана-Больцмана и его применение для определения физических характеристик звезд.

Стефана—Больцмана закон, соотно­шение между полной мощностью излучения абсолютно черного тела и его темп-рой. Полная мощность еди­ничной площади излучения в Вт на 1 м² дается форму­лой Р = σ Т⁴, где σ = 5,67*10^-8 Вт/м² К⁴ — постоянная Стефана—Больцмана, Т — абсолютная температура абсолютного черного тела. Хотя астроном, объекты редко излучают, как абсолютно черное тело, их спектр излучения часто является удач­ной моделью спектра реального объекта. Зависимость от температуры в 4-й степени является очень сильной.

– энергия излучения единицы поверхности звезды

L – светимость звезды, R – радиус звезды.

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

1. Определение географической широты места наблюдения по заданной высоте светила в кульминации и его склонению.

H = 90⁰ - +

h – высота светила

БИЛЕТ № 18

1. Переменные и нестационарные звезды. Их значение для изучения природы звезд.

Блеск переменных звезд меняется со временем. Сейчас известно ок. 3*10⁴. П.З. подразделяются на физические, блеск которых меняется вследствие процессов протекающих в них или около них, и оптические П.З., где это изменение обусловлено вращением или орбитальным движением.

Наиболее важные типы физ. П.З.:

Пульсирующие – цефеиды, звезды типа Мира Кита, полуправильные и неправильные красные гиганты;

Эруптивные (взрывные) – звезды с оболочками, молодые неправильные переменные, в т.ч. звезды типа Т Тельца (очень молодые неправильные звезды, связанные с диффузными туманностями), сверхгиганты типа Хаббла – Сейнеджа (Горячие сверхгиганты высокой светимости, ярчайшие объекты в галактиках. Они неустойчивы и, вероятно, являются источниками излучения вблизи предела светимости Эддингтона, при превышении которого происходит «сдувание» оболочек звезд. Потенциальные сверхновые.), вспыхивающие красные карлики;

Катаклизмические ­– новые, сверхновые, симбиотические;

Рентгеновские двойные звезды

Указанные П.з. включают 98% известных физических п.з. К оптическим относятся затменно-двойные и вращающиеся такие, как пульсары и магнитные переменные. Солнце относится к вращающимся, т.к. его звездная величина слабо меняется, когда солнечные пятна появляются на диске.

Среди пульсирующих звёзд очень интересны цефеиды, названные так по имени одной из первых открытых переменных этого типа - 6 Цефея. Цефеиды - это звёзды высокой светимости и умеренной температуры (жёлтые сверхгиганты). В ходе эволюции они приобрели особую структуру: на определённой глубине возник слой, который аккумулирует энергию, приходящую из недр, а потом вновь отдаёт её. Звезда периодически сжимается, разогреваясь, и расширяется, охлаждаясь. Поэтому и энергия излучения то поглощается звёздным газом, ионизуя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая при этом световые кванты. В результате блеск цефеиды меняется, как правило, в несколько раз с периодом в несколько суток. Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 г. американский астроном Генриетта Ливитт, исследовавшая цефеиды в одной из ближайших галактик - Малом Магеллановом Облаке, обратила внимание на то, что эти звёзды оказывались тем ярче, чем продолжительнее был период изменения их блеска. Размеры Малого Магелланова Облака небольшие по сравнению с расстоянием до него, а это означает, что разница в видимой яркости отражает отличие в светимости. Благодаря найденной Ливитт зависимости период - светимость легко рассчитать расстояние до каждой цефеиды, измерив её средний блеск и период переменности. А так как сверхгиганты хорошо заметны, цефеиды можно использовать для определения расстояний даже до сравнительно далёких галактик, в которых они наблюдаются.Есть и вторая причина особой роли цефеид. В 60-е гг. советский астроном Юрий Николаевич Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. По зависимости период - возраст нетрудно определить возраст каждой цефеиды. Отбирая звёзды с максимальными периодами и изучая звёздные группировки, в которые они входят, астрономы исследуют самые молодые структуры Галактики. Цефеиды больше других пульсирующих звёзд заслуживают названия периодических переменных. Каждый следующий цикл изменений блеска обычно весьма точно повторяет предыдущий. Однако встречаются и исключения, самое известное из них - Полярная звезда. Уже давно обнаружено, что она относится к цефеидам, хотя и меняет блеск в довольно незначительных пределах. Но в последние десятилетия эти колебания стали затухать, а к середине 90-х гг. Полярная звезда практически перестала пульсировать.

Звезды с оболочками, звезды, непрерывно или с неправильными интервалами сбрасывающие коль­цо газа с экватора или сферическую оболочку. 3. с о. — гиган­ты или звезды-карлики спектрального класса В, быстровращающиеся и близкие к пределу разрушения. Сброс оболочки обычно сопровождается падением или увеличением блеска.

Симбиотические звезды, звезды, спе­ктры которых содержат эмиссионные линии и сочетают ха­рактерные особенности красного гиганта и горячего объекта — белого карлика или аккреционного диска вокруг такой звезды.

Звезды типа RR Лиры представля­ют другую важную группу пульсирую­щих звезд. Это старые звезды пример­но такой же массы, как Солнце. Мно­гие из них находятся в шаровых звезд­ных скоплениях. Как правило, они ме­няют свой блеск на одну звездную ве­личину приблизительно за сутки. Их свойства, как и свойства цефеид, ис­пользуют для вычисления астрономи­ческих расстояний.

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредска­зуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным гла­зом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной ве­личины, а затем постепенно растет, воз­вращаясь к прежнему уровню. По-ви­димому, причина тут в том, что эта звез­да-сверхгигант сбрасывает с себя об­лака углерода, который конденсирует­ся в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых чер­ных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве. Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значе­ние в областях, где образуются звезды.

Вспыхивающие звезды. Магнитные явления на Солнце явля­ются причиной солнечных пятен и со­лнечных вспышек, но они не могут су­щественно повлиять на яркость Солн­ца. Для некоторых звезд – красных кар­ликов – это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масшта­бов, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхиваю­щих звезд. Эти световые выбросы не­льзя предсказать заранее, а продолжа­ются они всего несколько минут.

1. Вычисление склонения светила по данным о его высоте в кульминации на определенной географической широте.

H = 90⁰ - +

h – высота светила

БИЛЕТ № 19

1. Двойные звезды и их роль в определении физических характеристик звезд.

Двойная звезда, пара звезд, связанная в одну систему силами тяготения и обращающаяся во­круг общего центра тяжести. Звезды, составляющие двойную звезду, называются ее компонентами. Двойные звезды весьма распро­странены и подразделяются на несколько типов.

Каждый компонент визуально-двойной звезды отчетливо виден в телескоп. Расстояние между ними и взаимная ориен­тация медленно меняются со временем.

Элементы затменно-двойной попеременно загораживают друг дру­га, поэтому блеск системы временно ослабевает, период между двумя изменениями блеска равен половине орбитального периода. Угло­вое расстояние между компонентами очень мало, и мы не можем наблюдать их по отдельности.

Спектрально-двойные звезды обнаруживают по изменениям их спектров. При взаимном обращении звезды периодически движутся то по на­правлению к Земле, то от Земли. По эффекту Допплера в спектре можно определять изменения движения.

Характеристики

Список файлов ответов (шпаргалок)