Двойные звезды

 

Температура и размеры звезд

Температуру поверхности звезд (фотосферы) можно определить воспользовавшись законом излучения Стефана - Больцмана и законом смещения Вина.

Закон смещения Вина: Длина волны, которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой Т соотношением:

λ (max) T = b

где b =2900K*мкм

Подсчитанную таким образом температуру называют эффективной температурой.

Температура звезд может быть определена по распределению энергии в их непрерывном спектре. Для этого измеряют интенсивность излучения в различных диапазонах длин волн непрерывного спектра звезды. В полученной спектрограмме звезды устанавливают, в какой длине волны интенсивность излучения максимальна, а затем, используя закон смещения Вина, определяют температуру звезды. Такую температуру, вычисленную по закону смещения Вина, называют цветовой температурой звезды

Спектральная классификация звезд

При первом знакомстве со звездным небом обращает внимание тот факт, что звезды отличаются по цвету. Больше всего это заметно при рассмотрении их спектров. С учетом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звезд, которая утвердилась в 20 годах XX века.

Последовательность спектральных классов обозначается заглавными буквами латинского алфавита: O, B, A, F, G, K, M, L Тонкие различия внутри каждого класса подразделяются на 10 подклассов.от 0 до 9. Например наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2

O - Один

B - Бритый 

A - Американец

F - Финики

G - жевал

K - Как

M - Мелкий 

L - Лук

Размеры звезд

Радиусы звезд могут быть вычислены по их мощности излучения (светимости) и температуре по формуле

где L - светимость звезды, Ts - абсолютная температура Солнца, T - абсолютная температура звезды

Сегодня на уроке

 Звезды. Основные характеристики звезд.

Характеристики звёзд

Астрономия для любителей → Объекты во вселенной → Характеристики звёзд

Благодаря работе астрономов разных стран, за последние десятилетия мы много узнали о развитии звёзд и их эволюции. Все данные получены благодаря наблюдению множества звёзд, находящихся на разных этапах эволюции.

Основными свойствами звёзд являются:

• светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени (L),
• температура поверхности,
• масса,
• радиус.

Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга - Рассела (Спектр – Светимость представлена на картинке)

Из этой диаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полоса, идущая с левого верхнего угла в правый нижний, называется "главная последовательность" В верхнем правом углу находятся холодные, но в то же время огромные звёзды, называемые красными гигантами. В левом нижнем углу –"белые карлики". Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.

Рассмотрим основные свойства подробнее.

Светимость

Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). Светимость звезды вычисляют по энергии, достигающей Земли, при условии, если известно расстояние до звезды. По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют "карлики", их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем.

 Характеристикой светимости является "абсолютная величина" звезды. Есть ещё понятие "видимая звёздная величина", которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют "абсолютную величину", чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое-то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. Например, видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды, видимые невооружённым глазом, имеют величину +6).

Температура поверхности

Известные законы термодинамики позволяют нам определить температуру тела, измеряя длину волны в максимуме излучения черного цвета.

Так, если температура поверхности 3-4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6-7 тыс. К - жёлтый, 10-12 тыс. К - белый и голубой. В таблице ниже приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, которые можно наблюдать в оптическом диапазоне.

Цвет и длина волны

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

Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном изменении их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяется ещё на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Четкая классификация спектрального класса звезд представлена в следующей таблице

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

Масса

Также звёзды разделяются по массе, но в более узких пределах в отличие от светимости (которая может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд, имеющих массу в 10 раз больше или меньше Солнечной.

Ученые, изучая распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, распределяют звезды по массам в момент их рождения. Ими установлено, что вероятность рождения звезды определенной массы, очень приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):

F(M) ~ M-7/3.

Это общая закономерность. Во многих областях Вселенной наблюдается дефицит массивных звезд. В тех областях, где молодых звезд много, звезд маленькой массы меньше. Исследователи полагают, что первые звезды были яркими, массивными и короткоживущими. 

Радиус

Радиус звёзд может очень сильно отличаться, а также меняться… С появлением возможности проводить спектральный анализ, появились сведения о химическом составе звезды. По химическому составу звёзды представляют собой водородные и гелиевые плазмы, остальных элементов гораздо меньше. На 10тыс атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 углерода и 0,5 железа. Других элементов ещё меньше….

Делались попытки построить теоретическую эволюцию звёзд вдоль главной последовательности на основе представлений о потери масс этими звёздами, но эти попытки оказались неудачными.

Время пребывания звёзд на главной последовательности зависит от их первоначальной массы. Чем больше излучение и масса звезды, тем скорее она израсходует свой водород.

Сегодня на уроке

 Электромагнитное исследование небесных тел. Спектральный анализ в астрономии.

П Р Е З Е Н Т А Ц И Я

Сегодня на уроке

 Луна. Спутники планет

Сегодня на уроке

 Планеты -гиганты. Плутон

Сегодня на уроке

Законы Кеплера. Закон всемирного тяготения Ньютона

 

Кинематические законы движения планет были открыты в начале XVII века австрийским астрономом и математиком Иоганном Кеплером.

1. Закон:  Планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых находится Солнце.

Ближайшая точка к Солнцу называется - перигелием, а наиболее удаленная точка от Солнца называется афелием. 

Величина, которая характеризует степень сжатия эллипса называется  - эксцентриситетом.

У земной орбиты е = 0,017. Земля находится в перигелии 2 января, тогда перигелийное расстояние равно 147 млн. км, а в афелии - 3 июня, когда афелийное расстояние равно 152 млн.км.

2. Закон: Радиус-вектор планет за равные промежутки времени описывает равные площади.

Радиус-вектором планеты называют линию, соединяющую центр Солнца и центр планеты

3. Закон: Квадраты сидерических периодов обращения двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.

На основании открытых законов движения планет, Кеплер составил в 1627 г. после многолетних вычислений таблицы, по которым можно было найти положение каждой планеты в любой момент времени.

На основе опытных данных Ньютон открыл три закона движения тел (закон инерции, закон динамики материальной точки, закон действия и противодействия).На основании третьего закона Кеплера и закона динамики Ньютон открыл закон всемирного тяготения, который гласит: 

Два тела притягиваются друг к другу с силой, пропорциональной произведению масс этих тел и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними.

где G = 6,673*10(-11)Н*м(2)/кг(2) называется - гравитационная постоянная,  m1 и  m2 - массы двух тел, R - расстояние между телами. 

На основании закона всемирного тяготения и законов механики Ньютон математически доказал, что под действием силы тяготения (гравитационной силы) тело массой m1 движется относительно другого тела массой m2 по одной из кривых: по эллипсу, параболе или гиперболе.

Сегодня на уроке

Двойные звезды. Масса звезд

1. Какие звезды называются двойными?
2. Какие вы знаете типы двойных звезд?
3. Назовите первую звездную пару?
4. В зависимости от способа наблюдения назовите типы двойных звезд?
5. Каким законам подчиняются движения двойных звезд?
6. Как определить массу звезд в зависимости от ее светимости?

Сегодня на уроке

Температура и размеры звезд

1. Каким образом можно определить температуру звезды?
2. В чем заключается отличие эффективной и цветовой температур звезды?
3. По каким принципам производится спектральная классификация звезд?
4. Укажите классы и подклассы спектральной классификации звезд?
5. К каким классам принадлежит основное количество звезд?
6. К какому классу и подклассу спектральной классификации звезд относится наше Солнце?
7. Из каких химических элементов в основном состоят звезды?
8. Опишите способы определения линейных радиусов звезд?
9. Запишите формулы определения линейных радиусов звезд?

Учебник Астрономия,§ 23

Сегодня на уроке

Итоги дистанционной викторины "Солнце. Строение солнечной атмосферы" в группе №31

 

 

Сегодня на уроке

Звезды. Характеристики звезд.

Звезда – это огромный шар горячего газа, который удерживается как единое целое благодаря собственной силе тяготения и разогревается ядерной энергией.

Большинство звезд существует миллиарды лет. Наряду с планетами, звезды образуются из газовых облаков в космическом пространстве. Хотя подавляющее большинство звезд похожи на Солнце, среди них существуют также и гиганты размером со всю Солнечную систему, и карлики величиной с Землю.

Блеск

Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это различная яркость (блеск) звезд. Для того чтобы характеризовать видимую яркость, или, как правильнее говорить, блеск звезд, введены условные единицы, называемые звездными величинами. До н.э. древнегреческий астроном Гиппарх составил каталог звезд, видимых невооруженным глазом (ибо «вооружить» свой глаз ему в то время было нечем). В этом каталоге он разделил все звезды по яркости на 6 классов: самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые тусклые 6-й. Астрономы используют это деление вот уже более двух тысячелетий. Когда появились телескопы и приборы для точного измерения яркости звезд (фотометры), астрономы установили, что при переходе от класса к классу поток света от звезд (или, как говорят астрономы, блеск звезд) изменяется примерно в 2,5 раза. Звезда 1-й величины в 2,5 раза ярче звезды 2-й величины, а та в свою очередь в 2,5 раза ярче звезды 3-й величины. Следовательно, звезда 1-й величины в 2,5 * 2,5 = 6,25 раза ярче звезды 3-й величины. Но, разумеется, эти соотношения в каталоге Гиппарха выдерживались не вполне чётко, ведь у него-то фотометра не было.
Астрономы хотели сохранить шкалу Гиппарха, поскольку уже привыкли к ней, но решили сделать её более точной и удобной. В 1856 г. Англичанин Норманн Погсон измерил яркость множества звезд и ввёл современную шкалу звездных величин. Он предложил считать разницу блеска равной пяти звездным величинам, если одна звезда ровно в 100 раз ярче другой. В таком случае разница на одну звездную величину соответствует отличию блеск в ⁵100√ 2, 512 раза (почти как у Гиппарха).
За начало отсчёта на шкале звездных величин астрономы приняли Вегу, блеск которой прировняли к нулевой звездной величине. Обозначается это так: 0m (индекс m от происходит латинского stellar magnitude – «звездная величина»).
Звезды в Ковше Большой Медведице, например, имеют блеск около 2m, т.е. они в 2,512 * 2,512 ≈ 6,3 раза слабее Веги.
Для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому были введены дробные значения.
У всех небесных светил, менее ярких, чем Вега, звездные величины выражаются положительными числами. А как быть с более яркими светилами? Скажем, Сириус и Канопус заметно ярче Веги, а есть ещё и яркие планеты и, наконец, Луна и Солнце. В таких случаях в полном соответствии с правилами математики блеск выражают отрицательным числом. Если блеск звезды равен -1m, то она в 2,512 раза ярче Веги. Блеск Сириуса – 1,5 m , а блеск Венеры в максимуме -4,7 m. Полная Луна имеет блеск около -11m(в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды – Сириуса).
С изобретением телескопа астрономы познакомились со звездами слабее 6m. Даже в бинокль могут быть видны звезды 10m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29m.
Видимый блеск – легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, надо знать расстояние до неё.

Сегодня на уроке

Солнце. Строение солнечной атмосферы. Влияние Солнца на жизнь на Земле

1. Назовите, как Солнце вращается вокруг своей оси?
2. Расстояние от Земли до Солнца называется?
3. Назовите массу Солнца?
4. Температура на поверхности Солнца примерно равна?
5. Что является источником энергии Солнца?
6. К какому классу звезд относится Солнце?
7. Самым распространенным элементом на Солнце является?
8. Видимая поверхность Солнца называется?
9. Где образуются протуберанцы?
10. Какими способами осуществляется перенос энергии из недр Солнца наружу?
11. Обладает ли Солнце магнитным полем? 
12. Какие явления на Земле связаны с солнечной активностью?