Презентация, доклад по астрономии на тему: Звезды.

Т.В.

«Основные характеристики звёзд»

Армавир 2018

класс».
Расстояние до звёзд

на одном из этапов развития протекают термоядерные реакции.
или
- Излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации, в недрах которого происходят (или происходили ранее) термоядерные реакции.

Звезда

светового года (4,2 св. лет = 39 триллионов км = 3,9•1013 км) от центра Солнечной системы.

Невооружённым взглядом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

Ближайшей к Земле звездой является Солнце

и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

Единицы измерения

можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массу вычисляют, используя обобщённый третий закон Кеплера. Погрешности при этом составляет от 20 % до 60 % и зависит от погрешности расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу косвенно, например, из зависимости масса — светимость.
В 2010 году был предложен ещё один способ измерения массы звезды: он базируется на наблюдении за прохождением по диску звезды планеты со спутником. Проанализировав полученные данные и применив законы Кеплера, можно определить массу , плотность звезды и некоторые другие характеристики.
Наиболее массивной из известных является R136a1,
массой в 265 солнечных.

Масса

или энергетическая мощность звезды.
P.s. не путать с яркостью звезды

До миллиона светимостей Солнца.

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 точно определяет цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения.
Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.

Температура

упрощается. Спектральный анализ звёзд показывает в них преобладают водород и гелия Но по мере понижения температуры появляются линии других элементов и соединений. Эти простые соединения: оксиды циркония, титана , а также радикалы CH, OH, NH, CH2, C2, C3, СаНи др. Наружные слои звезд состоят главным образом из водорода; в среднем на 10 000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома других элементов.

Химический состав

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.

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД

раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра.
Звезды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения
По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.

звёздная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Виды звезд

например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность — это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакций. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

Звёзды главной последовательности

метод измерения параллаксов звёзд.
Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк.
Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления.
Если звезда принадлежит к классу цефеид, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звёздная величина.
В основном, для определения расстояния до далёких
звёзд используется фотометрия.

Расстояние

VY Большого Пса:

спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс.
Нынешнее деление звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

Виды звезд

не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. Однако в 1995 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М — T.

Коричневые карлики

событий вызывает сильную перестройку. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды),как нейтронная звезда (пульсар), как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Белые карлики

температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Красные гиганты

хоть один раз менялся блеск.
1. Эруптивные переменные звёзды —изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.
2.Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв.
3.Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность.
4.Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды.
5.Затменно-двойные системы
6.Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением

Переменные звёзды

высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс — W. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной последовательности:

Типа Вольфа — Райе

своего прототипа Т Тельца. Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.
В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2,500,000 K

Типа T Тельца

так резко, как у сверхновых
Существует зависимость максимума блеска новой от времени. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдет на спад. Таким образом болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остается неизменной.
В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Новые

Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Сверхновые

больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. Пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой более 100 масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность.

Гиперновые

изменения блеска . Обычно самые яркие голубые звёзды галактик, в которых они наблюдаются . Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу на массу звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звёздами во Вселенной. Звёзды этого типа всегда находятся в состоянии неустойчивого гидростатического равновесия, поскольку с их поверхности постоянно истекает мощнейший звёздный ветер, который всё время снижает их массу. По этой причине они всегда окружены туманностями . Из-за их огромной массы время жизни таких звёзд очень мало: всего несколько миллионов лет.

Яркие голубые переменные (LBV)

вырождённых электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Ещё одной особенностью нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретённому звездой из-за несферического коллапса или как результат сохранения вращательного момента при сильном сжатии, на небе наблюдаются радио- и рентгеновские пульсары.

Нейтронные звёзды

объект Стефенсона-Сандьюлика — двойная затменная звёздная система 14-й звёздной величины, включающая в себя два компонента. Один из них представляет собой массивную звезду высокой температуры (около 30 тыс. кельвинов) и светимости, а другой — компактную звезду (нейтронную звезду или чёрную дыру). С главной звезды на спутник непрерывно перетекает струя газа, так как гигант не может сохранить свою целостность в поле тяготения своего очень компактного соседа. Вокруг компактной звезды формируется аккреционный диск из перетекающего на неё вещества, который затмевает главную звезду раз в 13 суток. Спутник окружён облаком плазмы, имеющим очень высокую температуру и светимость. Эти процессы порождают мощное рентгеновское излучение.
Других звёздных систем, подобных SS 433, астрономами в нашей Галактике пока не найдено.

Уникальные звезды