Описание презентации по отдельным слайдам:
1 слайд
Описание слайда:
2 слайд
Описание слайда:
Яркость некоторых звезд непостоянна и изменяется в течение определенных периодов времени - от часов до недель или даже года. Яркость переменной звезды можно определить путем сравнения с окружающими звездами, имеющими постоянную яркость. Главная причина переменной яркости - в изменении размера звезды из-за ее нестабильности. Наиболее известны пульсирующие звезды класса Цефеид, названные по их прототипу - звезде дельта Цефея. Это желтые сверхгиганты, пульсирующие каждые несколько дней или недель, вследствие чего меняется их яркость.
3 слайд
Описание слайда:
Важность таких звезд для астрономов в том, что период их пульсации напрямую связан с яркостью: самые яркие Цефеиды имеют наибольший период пульсации. Следовательно, наблюдая период пульсации Цефеид, можно точно определить их яркость. Сравнивая вычисленную яркость с видимым с Земли блеском звезды, можно определить, как далеко она находится от нас. Цефеиды сравнительно редки. Самый многочисленный тип переменных звезд - это красные гиганты и сверхгиганты; все они в той или иной степени переменны, однако они не обладают такой четкой периодичностью, как Цефеиды. Наиболее известный пример изменчивого красного гиганта - это омикрон Кита, известная как Мира. Изменения некоторых красных переменных звезд, таких как сверхгигант Бетельгейзе, не имеют никакой закономерности.
4 слайд
Описание слайда:
К совершенно иному типу переменных звезд относятся двойные-затменные звезды. Они состоят из двух звезд с взаимосвязанными орбитами; одна из них периодически закрывает от нас другую. Каждый раз, когда одна звезда затмевает другую, видимый нами свет системы звезд ослабевает. Наиболее известная из таких - звезда Алголь, называемая также бета Персея.
5 слайд
Описание слайда:
Наибольшее впечатление производят переменные звезды, блеск которых изменяется внезапно и часто очень сильно. Их называют новыми и сверхновыми. Считается, что новая - это две близко расположенные звезды, одна из которых является белым карликом. Газ от другой звезды оттягивается белым карликом, взрывается, и свет звезды на некоторое время увеличивается в тысячи раз. При взрыве новой звезда не разрушается. Взрывы некоторых новых наблюдались не один раз, и, возможно, новые появляются вновь через некоторое время. Новые часто первыми замечают астрономы-любители. Еще более эффектны сверхновые - небесные катаклизмы, которые означают смерть звезды. При взрыве сверхновой звезда разрывается на кусочки и заканчивает свое существование, вспыхивая на время в миллионы раз сильнее, чем обычные звезды. Там, где происходит взрыв сверхновой, остаются обломки звезды, разлетающиеся в космическом пространстве, как, например, в Крабовидной туманности в созвездии Тельца и в туманности Вуаль созвездия Лебедь.
6 слайд
Описание слайда:
Сверхновые бывают двух типов. Один из них - это взрыв белого карлика в двойной звезде. Другой тип - когда звезда во много раз больше Солнца становится нестабильной и взрывается. Последняя сверхновая в нашей галактике наблюдалась в 1604 году, еще одна сверхновая вспыхнула и была видна невооруженным глазом в Большом Магеллановом Облаке в 1987 году.
7 слайд
Описание слайда:
Двойные звёзды Солнце является одиночной звездой. Но иногда две или несколько звезд расположены близко друг к другу и обращаются одна вокруг другой. Их называют двойными или кратными звездами. Их в Галактике очень много. Так, у звезды Мицар в созвездии Большой Медведицы есть спутник - Алькор. В зависимости от расстояния между ними двойные звезды обращаются друг вокруг друга быстро или медленно, и период обращения может составлять от нескольких дней до многих тысяч лет. Некоторые двойные звезды повернуты к Земле ребром плоскости своей орбиты, тогда одна звезда регулярно затмевает собой другую. При этом общая яркость звезд ослабевает. Мы воспринимаем это как перемену блеска звезды. Например, "дьявольская звезда" Алголь в созвездии Персея с древних времен известна как переменная звезда. Каждые 69 часов, - таков период обращения звезд в этой двойной системе, - происходит затмение более яркой звезды ее холодным и менее ярким соседом. С Земли это воспринимается как уменьшение ее блеска. Через десять часов звезды расходятся, и яркость системы опять становится максимальной.
8 слайд
Описание слайда:
Двойные звезды - это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести. Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.
9 слайд
Описание слайда:
Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.
10 слайд
Описание слайда:
Спектроскопическая двойная звезда - это пара звезд, которые расположены слишком близко друг к другу и неразличимы в телескоп; существование второй звезды выявляется при анализе света с помощью спектроскопа.
11 слайд
Описание слайда:
Движение звёзд. В небе аналогами долготы и широты служат прямое восхождение и склонение. Прямое восхождение начинается в том месте, где Солнце каждый год пересекает небесный экватор в северном направлении. Эта точка, называемая точкой весеннего равноденствия, является небесным аналогом Гринвичского меридиана на Земле. Прямое восхождение измеряется в восточном направлении от точки весеннего равноденствия в часах, от 0 до 24. Каждый час прямого восхождения разделяется на 60 минут, а каждая минута - на 60 секунд. Склонение определяется в градусах к северу и к югу от небесного экватора, от 0 на экваторе до +90° на северном небесном полюсе и до -90° на южном небесном полюсе. Небесные полюса расположены непосредственно над полюсами Земли, а небесный экватор проходит прямо над головой, если смотреть с земного экватора. Таким образом, положение звезды или другого объекта можно точно определить по прямому восхождению и склонению, так же как по координатам точки на поверхности Земли. Координатные сетки в часах прямого восхождения и градусах склонения нанесены на звездные карты этой книги.
12 слайд
Описание слайда:
Однако картографы космического пространства сталкиваются с двумя проблемами, которые не возникают у картографов земной поверхности. Во-первых, каждая звезда медленно перемещается относительно окружающих звезд (собственное движение звезды). За некоторыми исключениями, например звезда Барнарда, это движение настолько медленное, что его можно определить только с помощью специальных измерений. Однако через много тысяч лет это движение приведет к полному изменению настоящей формы созвездий, часть звезд переместится в соседние созвездия. Когда-нибудь астрономам придется пересмотреть современную номенклатуру звезд и созвездий. Вторая проблема заключается в том, что общая координатная сетка смещается из-за колебания Земли в пространстве, которое называется прецессия. Это приводит к тому, что нулевая точка прямого восхождения совершает на небе полный оборот за 26 000 лет. Координаты всех точек на небе постепенно изменяются, поэтому обычно координаты небесных объектов приводятся на определенную дату.
Описание презентации по отдельным слайдам:
1 слайд
Описание слайда:
2 слайд
Описание слайда:
Как показали наблюдения, многие из них образуют пары или являются членами сложных систем. При этом только в нашей Галактике примерно половина всех звёзд принадлежит к двойным системам. Двойными звёздами называют близко расположенные пары звёзд.
3 слайд
Описание слайда:
Происхождение и эволюция двойных звезд Как и одинарные звезды, двойные системы образуются под влиянием гравитационных сил из газопылевого облака. В современной астрономии существует три наиболее популярных теории образования двойных звезд. Первая из них связывает образование двойных систем с разделением на раннем этапе общего ядра протооблака, которое послужило материалом для возникновения двойной системы. Вторая теория связана с фрагментацией протозвездного диска, в результате чего могут появиться не только двойные, но и многократные системы звезд. Происходит фрагментация протозвездного диска на более позднем этапе, чем фрагментация ядра. Последняя теория гласит, что образование двойных звезд возможно путем динамических физико-химических процессов внутри протооблака, которое служит материалом для образования звезд
4 слайд
Описание слайда:
Ученые утверждают, что двойные звезды составляют примерно половину всех звезд нашей галактики. Двойная звезда представляет собой систему, состоящую из двух объектов (звезд), связанных между собой гравитационными силами. Обе звезды, входящие в систему, вращаются вокруг общего центра их масс. Расстояния между звездами могу отличаться, равно как и масса этих звезд, а также их размеры. Обе звезды, входящие в гравитационную систему, могут иметь, как схожие, так и отличительные характеристики. Например, звезда А может иметь большую массу или размер, чем звезда В.+ Двойные звезды помечают латинскими буквами традиционно. Обычно буквой «А» помечают более яркого и массивного компаньона. Буквой «В» - менее яркую и массивную звезду. Ярким примером системы двойной звезды выступает ближайшая к нам звездная система – Альфа Центавра А и В. Она представляет собой целостную систему из двух звезд. Сама же Альфа Центавра состоит из трех компонентов. Если взглянуть на эту звезду, не прибегая к помощи различных оптических приборов, невооруженным глазом она будет визуально восприниматься, как одна звезда. Если посмотреть на нее через телескоп, то мы отчетливо увидим два, а то и три компонента этой системы. В качестве других примеров двойных звезд можно привести систему Бета Лиры, систему Бета Персея (Алголь), Сириус и другие звезды.
5 слайд
Описание слайда:
Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные. В первом случае две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с другом. Хотя в действительности они могут располагаться на огромном расстоянии друг от друга. А вот физические двойные звёзды действительно расположены в пространстве рядом друг с другом. Они не только связаны между собой силами тяготения, но и обращаются около общего центра масс.
6 слайд
Описание слайда:
Впервые идея о существовании двойных звёзд была выдвинута английским учёным и священником Джоном Мичеллом в 1767 году. А наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы в 1802 году Уильямом Гершелем. Первая известная ещё с древности звёздная пара - это Мицар и Алькор, наблюдаемые в ручке «ковша» Большой Медведицы. Эта звёздная пара - хороший пример оптической двойной звезды, так как Алькор отстоит от Мицара примерно на 12 угловых минут.
7 слайд
Описание слайда:
Когда число звёзд в системе, связанных взаимным тяготением, оказывается больше двух, то их называют кратными. Существуют звёзды тройные, четверные и даже более высокой кратности. Примером кратных звёзд может служить тройная звезда α Центавра. Причём, что интересно, одна из компонентов - Проксима - является ближайшей к Земле звездой после Солнца. К кратным звёздам принято причислять звёзды, имеющие менее 10 компонентов. Если же в системе насчитывается большее количество звёзд, то её называют звёздным скоплением. Классическим примером служит рассеянное скопление Плеяд, видное на ночном небе невооружённым глазом.
8 слайд
Описание слайда:
Физические двойные звёзды, в зависимости от способа их наблюдения, принято делить на несколько классов. Визуально-двойные звёзды - это двойные звёзды, компоненты которых можно увидеть раздельно (в телескоп или сфотографировать). Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа. Поэтому все известные визуально-двойные звёзды расположены в окрестностях Солнца с очень большим периодом обращения (вплоть до нескольких тысяч лет). А их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов нашей Солнечной системы. В связи с этим, из свыше 110 000 таких объектов менее чем у сотни орбиты определены с большой точностью. Второй класс двойных систем составляют затменно-двойные или затменно-переменные звёзды. Они представляют собой тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких суток по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами. Это приводит к тому, что угловое расстояние между звёздами очень мало. Поэтому мы не можем увидеть компоненты системы по-отдельности. Однако судить о том, что система действительно является двойственной, можно по периодическим колебаниям её блеска. Предположим, что плоскости орбит звёзд по лучу зрения практически совпадают. Тогда при обращении звёздной пары, когда один из компонентов оказывается впереди или сзади другого, наблюдаются затмения. Разность звёздных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой. А промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами - периодом переменности.
«Нейтронная звезда» - 7. 8. Измеренные массы нейтронных звезд. Звезды с большей центральной плотностью и с большей массой оказываются неустойчивыми. Внутреннее строение нейтронных звезд. 2. Прямое введение многочастичных сил в изовекторных каналах: Модель релятивистского среднего поля (RMF). Введение многочастичных сил.
«Двойные звёзды» - Визуально двойными астрометрически двойными затменно-двойные спектрально двойные. Для начала выясним, какие звезды так называют. Чем же интересны двойные звезды. Одиночные звезды такой возможности нам не предоставляют. Последним типом двойных являются спектрально двойные. Спектрально двойные. Затменно-двойные.
«Масса звёзд» - Масса почти равна солнечной, и в размере в 2,5 раза больше, чем Земля. Источник энергии Солнца и звёзд. Главная последовательность. Плотности звёзд главной последовательности сравнимы с солнечной плотностью. Массы звёзд составляют приблизительно от 1/20 до 100 масс Солнца. К сверхгигантам красного цвета относится Бетельгейзе.
«Созвездия» - Есть также звезды седьмой, восьмой и даже восемнадцатой величины. Звезда первой величины ровно в 2,512 раза ярче, чем звезда второй величины. В безоблачную и безлунную ночь вдали от населенных пунктов можно различит около 3000 звезд. Зимний треугольник составляют ярчайшие звезды Ориона, Большого Пса и Малого Пса.
«Астрономия созвездия» - Основывается прежде всего на наблюдениях. Но не только Акид влюбился в Галатею. Спиральная галактика М74. Названия созвездий связывали с мифами, именами богов, названиями приборов и механизмов. Знакомство с созвездиями начнем с летнего неба. Малая медведица. Зодиаки. На севере висит перевернутый ковш Большой Медведицы.
Презентація по слайдам:
Слайд 1
Слайд 2
Типы двойных звезд Для начала выясним, какие звезды так называют. Давайте сразу отбросим тот тип двойных, который носит название "оптически двойные звезды". Это - пары звезд, случайно оказавшиеся рядом на небе, то есть в одном направлении, а в пространстве, на самом деле, их разделяют большие расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не станем. Нас будет интересовать класс физически двойных, то есть действительно связанных гравитационным взаимодействием звезд.
Слайд 3
Положение центра масс Физически двойные звезды по эллипсам вращаются вокруг общего центра масс. Однако, если отсчитывать координаты одной звезды относительно другой, то получится, что звезды движутся друг относительно друга тоже по эллипсам. На этом рисунке за начало отсчета мы взяли более массивную голубую звезду. В такой системе центр масс (зеленая точка) описывает вокруг голубой звезды эллипс. Хочется предостеречь читателя от распространенного заблуждения, заключающегося в том, что часто полагается будто бы более массивная звезда сильнее притягивает звезду с малой массой, чем наоборот. Любые два объекта притягивают друг друга одинаково. Но объект с большой массой труднее сдвинуть с места. И хотя падающий на Землю камень притягивает Землю с той же силой, что и Земля его, этой силой невозможно побеспокить нашу планету, и мы видим, как движется камень.
Слайд 4
Часто, правда, встречаются так называемые кратные системы, с тремя и более компонентами. Однако движение трех и более взаимодействующих тел неустойчиво. Всиcтеме, скажем, из трех звезд всегда можно выделить, двойную подсистему и третью звезду, вращающуюся вокруг этой пары. В системе из четырех звезд могут существовать две двойные подсистемы, вращающиеся вокруг общего центра масс. Иными словами, в природе, устойчивые кратные системы всегда сводятся к системам из двух членов. К системе из трех звезд принадлежит небезызвестная Альфа Центавра, считающаяся многими ближайшей к нам звездой, а на самом деле, третий слабый компонент этой системы - Проксима Центавра, красный карлик, - находится ближе. Все три звезды системы из-за близости видны раздельно. Действительно, иногда то, что звезда двойная, видно в телескоп. Такие двойные называются визуально двойными (не путать с оптически двойными!). Как правило, это не тесные пары, расстояния между звездами в них велики, гораздо больше их собственных размеров.
Слайд 5
Слайд 6
Блеск двойных звёзд Часто звезды в парах сильно различаются по блеску, тусклую звездочку затмевает блеском яркая. Иногда в таких случаях астрономы узнают о двойственности звезды по отклонениям в движении яркой звезды под действием невидимого спутника от рассчитанной для одиночной звезды траектории в пространстве. Такие пары называют астрометрически двойными. В частности, Сириус долго относился к такому типу двойных, пока мощность телескопов не позволила разглядеть невидимый доселе спутник - Сириус В. Эта пара стала визуально двойной. Бывает, что плоскость обращения звезд вокруг их общего центра масс проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звезд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на ее двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.
Слайд 7
Слайд 8
Спектрально двойные звёзды Последним типом двойных являются спектрально двойные. Их двойственность определяется при изучении спектра звезды, в котором замечаются периодические смещения линий поглощения или видно, что линии являются двойными, на чем основывается вывод о двойственности звезды.
Слайд 9
Чем же интересны двойные звезды? Во-первых, они дают возможность узнать массы звезд, так как легче всего и надежнее всего она вычисляется по видимому взаимодействию двух тел. Прямые наблюдения позволяют узнать общий "вес" системы, а если добавить к ним известные соотношения между массами звезд и их светимостями, о которых говорилось выше в рассказе о судьбе звезд, то можно выяснить массы компонентов, проверить теорию. Одиночные звезды такой возможности нам не предоставляют. Кроме того, как тоже было упомянуто ранее, судьба звезд в таких системах может разительно отличаться от судьбы таких же одиночных звезд. Небесные пары, расстояния между которыми велики, по сравнению с размерами самих звезд, на всех стадиях своей жизни живут по тем же законам, что и одиночные звезды, не мешая друг другу. В этом смысле, их двойственность никак не проявляется.
Слайд 10
Тесные пары: первый обмен массами Звезды двойной рождаются вместе из одной газопылевой туманности, у них один возраст, но часто - разные массы. Мы уже знаем, что более массивные звезды живут "быстрее", следовательно, более массивная звезда в процессе эволюции обгонит свою сверстницу. Она расширится, превращаясь в гиганта. В этом случае, размер звезды способен стать таким, что вещество с одной звезды (раздувшейся) начнет перетекать на другую. Как следствие, масса первоначально более легкой звезды может стать больше первоначально тяжелой! Кроме того, мы получим две звезды одинакового возраста, причем более массивная звезда еще находится на главной последовательности, то есть в ее центре по-прежнему продолжается синтез гелия из водорода, а более легкая звезда уже израсходовала свой водород, в ней образовалось геливое ядро. Вспомним, что в мире одиночных звезд такого произойти не может. За несоответствие возраста звезды с ее массой это явление названо парадоксом Алголя, в честь той же самой затменно-двойной. Звезда Бета Лиры - еще одна пара, в которой прямо сейчас происходит обмен массами.
Слайд 11
Вещество с раздувшейся звезды, перетекая на менее массивную компоненту, попадает на нее не сразу (этому мешает взаимное вращение звезд), а сначала образует вращающийся диск вещества вокруг меньшей звезды. Силы трения в этом диске будут уменьшать скорость частиц вещества, и оно будет оседать на поверхность звезды. Такой процесс называется аккрецией, а образовавшийся диск - аккреционным. В результате, первоначально более массивная звезда имеет необычный химический состав: весь водород внешних ее слоев перетекает к другой звезде, а остается лишь гелиевое ядро с примесями более тяжелых элементов. Такая звезда, называемая гелиевой, быстро эволюционирует, образуя белый карлик или релятивистскую звезду, в зависимости от своей массы. При этом, в двойной системе в целом произошла важная перемена: первоначально более массивная звезда уступила это свое перевенство.
Слайд 12
Слайд 13
Второй обмен массами В двойных же системах встречаются также рентгеновские пульсары, излучающие в более высокоэнергетическом диапазоне длин волн. Это излучение связано с аккрецией вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды. Источником аккреции служат частицы звездного ветра, испускаемые второй звездой (та же природа и у солнечного ветра). Если звезда имеет большие размеры, звездный ветер достигает значительной плотности, энергия излучения рентгеновского пульсара может доходить до сотни и тысячи светимостей Солнца. Рентгеновский пульсар - единственный способ косвенного обнаружения черной дыры, которую, как мы помним, увидеть нельзя. Да и нейтронная звезда является редчайшим объектом для визуальных наблюдений. На этом еще далеко не все. Вторая звезда тоже рано или поздно раздуется, и вещество начнет перетекать на соседку. И это - уже второй обмен веществом в двойной системе. Достигнув больших размеров, вторая звезда начинает "возвращать" забранное при первом обмене.
Слайд 14
Если на месте первой звезды оказывается белый карлик, то в результате второго обмена на его поверхности могут происходить вспышки, которые мы наблюдаем как новые звезды. В один момент, когда вещества, выпавшего на поверхность сильно нагретого белого карлика, становится слишком много, температура газа возле поверхности резко повышается. Это провоцирует взрывоподобный всплеск ядерных реакций. Светимость звезды значительно увеличивается. Такие вспышки могут повторяться, и их называют уже повторными новыми. Повторные вспышки слабее первых, в результате которых звезда может увеличивать свой блеск в десятки раз, что мы и наблюдаем с Земли как появление "новой" звезды.
Слайд 15
Другой исход в системе с белым карликом - вспышка сверхновой. Следствием перетекания вещества со второй звезды может стать достижение белым карликом предельной массы в 1,4 солнечной. Если это уже железный белый карлик, то он не в силах будет удержать гравитационное сжатие и взорвется. Вспышки сверхновых в двойных системах очень похожи по яркости и развитию друг на друга, так как всегда взрываются звезды одной и той же массой - 1,4 солнечной. Напомним, что в одиночных звездах этой критической массы достигает центральное железное ядро, а наружные слои могут иметь разную массу. В двойных системах, как ясно из нашего повествования, эти слои почти отсутствуют. Именно поэтому подобные вспышки имеют одинаковую светимость. Замечая их в далеких галактиках, мы можем высчитывать расстояния гораздо большие, чем можно определить, используя звездный параллакс или цефеиды. Потеря значительной части массы всей системы в результате взрыва сверхновой может привести к распаду двойной. Сила гравитационного притяжения между компонентами сильно уменьшается, и они по инерции своего движения могут разлететься.
Звёзды.
Двойные звёзды.
Переменные звёзды
Расстояние до звёзд
Годичным параллаксом звезды p называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а.е.), перпендикулярную направлению на звезду.
где – большая полуось земной орбиты
При малых углах sin p = p = 1 а.е, тогда
Физическая природа звёзд
Звёзды различны по
строению
светимости
размерам
возрасту
температуре (цвету)
Светимость звёзд
Звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по видимой яркости (т.е. по блеску). Звёзды имеют различную светимость .
Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени.
Выражается в ваттах или в единицах светимости Солнца .
В астрономии принято сравнивать звёзды по светимости, рассчитывая их блеск (звёздную величину) для одного и того же стандартного расстояния – 10 пк.
Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии D 0 = 10 пк, получила название абсолютной звёздной величины M.
Светимость звезды определяют через абсолютную звёздную величину в светимостях Солнца, используя следующее соотношение
Цвет и температура звёзд
Звезды имеют самые разные цвета.
У Арктура желто-оранжевый оттенок,
Ригель бело-голубой,
Антарес ярко-красный.
Цвет и температура звёзд
Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности.
У различных звёзд максимум излучения приходится на разные длины волн.
Закон Вина
Максимум излучения Солнца λ = 4,7х 10 м
Гарвардская спектральная классификация звёзд
Солнце
Радиусы звёзд
Звёзды
Нейтронные звёзды (пульсары)
гиганты
карлики
чёрные дыры
сверхгиганты
Альдебаран – красный гигант в созвездии Тельца
Альфа Ориона – Бетельгейзе (Сверхгигант)
Небольшая точка рядом с Сириусом – его спутник, белый карлик Сириус B.
Невооруженным глазом вблизи Мицара
(средней звезды ручки Ковша Большой Медведицы)
видна слабая звезда Алькор (5 m)
В древности считалось, что человек, который видит маленького соседа этой звезды, имеет острое зрение.
По Мицару и Алькору древние греки проверяли зоркость глаза
Мицар и Алькор не только проецируются рядом на небесную сферу,
но и движутся вокруг общего центра масс. Период обращения – около 2 млрд.лет.
В Галактике много двойных и кратных звезд.
Мира – Омикрон Кита – двойная звезда.
На фотографии а изображены компоненты двойной звезды, находящиеся на расстоянии 0,6".
На фотографиях b и с видно, что их форма не является сферичной, виден хвостик от Миры в сторону меньшей звезды.
Это может происходить из-за гравитационного взаимодействия Миры Кита
со своим спутником
Типы двойных звезд
- визуально двойные
- астрометрически двойные
- затменно-двойные
- спектрально двойные
Астрометрически двойные
Часто звезды в парах сильно различаются по блеску, тусклую звездочку затмевает блеском яркая. Иногда в таких случаях астрономы узнают о двойственности звезды по отклонениям в движении яркой звезды под действием невидимого спутника от рассчитанной для одиночной звезды траектории в пространстве. Такие пары называют астрометрически двойными. В частности, Сириус долго относился к такому типу двойных, пока мощность телескопов не позволила разглядеть невидимый доселе спутник - Сириус В. Эта пара стала визуально двойной.
Затменно-двойные
Бывает, что плоскость обращения звезд вокруг их общего центра масс проходит или почти проходит через глаз наблюдателя. Орбиты звезд такой системы расположены, как бы, ребром к нам. Здесь звезды будут периодически затмевать друг друга, блеск всей пары будет с тем же периодом меняться. Этот тип двойных называется затменно-двойными. Если же говорить о переменности звезды, то такую звезду называют затменно-переменной, что также указывает на ее двойственность. Самой первой открытой и самой известной двойной такого типа является звезда Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.
Спектрально двойные
Двойственность определяется при изучении спектра звезды, в котором замечаются периодические смещения линий поглощения или видно, что линии являются двойными, на чем основывается вывод о двойственности звезды.
К системам двойных звезд применимы закон всемирного
Тяготения и обобщенные Ньютоном законы Кеплера. Это позволяет оценить массу звезд в двойных системах.
По третьему закону Кеплера можно написать пропорцию
где m 1 и m 2 – массы двух звезд, имеющих период обращения Р ,
А – большая полуось орбиты звезды, обращающейся вокруг другой звезды.
Массы М и m – массы Солнца и Земли, Т = 1 год, а – расстояние от Земли до Солнца.
Эта формула дает сумму масс компонент двойной звезды, т.е. членов этой системы.
Переменные звёзды
Переменные звезды – это звезды, блеск которых изменяется, иногда с правильной периодичностью. Переменных звезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более 30 000.
Многие из них вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера
оптические приборы – бинокль, зрительную трубу или школьный телескоп.
Амплитуда и период переменной звезды
Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процес сов, происходящих в самой звезде.
Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска.
Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус
в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная».
В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная
величина 2 m , в период минимума она уменьшается до 10 m и видна только в телескоп.
Средний период переменности Миры Кита 332 суток.
Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея.
Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз.
В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру.
На определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее.
Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет,
уменьшается радиус. Затем площадь поверхности
растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска.
Цефеиды играют особую роль в астрономии.
В 1908 году Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды,
тем большее период изменения ее блеска.
Большое Магелланово Облако
Малое Магелланово Облако
Генриетта Ливитт
Звезда, увеличивающая свой блеск в тысячи и миллионы раз за несколько часов, а затем тускнеющая, приходящая к своему первоначальному блеску, называется новой.
Новая возникает в тесных двойных системах, в которых один из компонентов двойной системы – белый карлик или нейтронная звезда.
Когда на поверхности белого карлика (на нейтронной звезде) накапливается критическая
масса вещества, происходит термоядерный взрыв, срывающий со звезды оболочку
и увеличивающий ее светимость в тысячи раз.
Туманность после взрыва
Новой в созвездии Лебедя
в 1992 году видна как
маленькое красное пятнышко
немного выше середины
фотографии.
Новые звезды – это взрывающиеся переменные звезды
Остаток новой звезды GK Персея
Сверхновыми называются звезды, внезапно взрывающиеся и достигающие
в максимуме абсолютной звездной величины от –11 m до –21 m .
Светимость сверхновой звезды возрастает в десятки миллионов раз, что может превышать светимость всей галактики.
Вспышки сверхновых – один из самых мощных катастрофических природных процессов.
Огромное выделение энергии (такое количество энергии Солнце вырабатывает за миллиарды лет) сопровождает взрыв сверхновой.
Сверхновая звезда может излучать больше, чем все звезды галактики вместе взятые.
Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке расположена там,
где на старых фотографиях была лишь звездочка 12-й величины.
Ее величина в максимуме достигла 2,9m,
что позволяло легко наблюдать сверхновую невооруженным глазом.
Плотное ядро коллапсирует, увлекая за собой в свободное падение к центру
наружные слои звезды. Когда ядро сильно уплотняется, его сжатие прекращается,
и на верхние слои обрушивается встречная ударная волна, а также выплескивается
энергия огромного числа нейтрино. В результате оболочка разлетается со
скоростью 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную дыру.
При вспышке сверхновой выделяется энергия 10 46 Дж.
Центр туманности Гама, оставшейся после взрыва сверхновой,
находится в созвездии Парусов
Сверхновая 1987A через 4 года после вспышки.
Кольцо светящегося газа в 1991 году достигло
1,37 светового года в поперечнике.
Остаток Сверхновой 1987 года
через двенадцать лет после вспышки
Самый знаменитый остаток сверхновой в нашей Галактике –
Крабовидная туманность.
Это остаток вспышки сверхновой в 1054 году.
С ее исследованием связаны крупнейшие вехи в истории астрономии.
Крабовидная туманность была первым источником космического радиоизлучения,
в 1949 году отождествленным с галактическим объектом.
На месте взрыва сверхновой звезды в Крабовидной туманности
образовалась нейтронная звезда
Нейтронная звезда легко поместилась бы внутри Московской
кольцевой автодороги или Нью-Йорка
Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер железа
при температуре 10 5 –10 6 К. Весь остальной объем, за исключением небольшой
области в центре, занимает «нейтронная жидкость». В центре предполагается
наличие небольшого гиперонного ядра. Нейтроны подчиняются принципу Паули.
При таких плотностях «нейтронная жидкость» становится вырожденной
и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды.
Спичечный коробок с веществом нейтронной звезды
весил бы на Земле около десяти миллиардов тонн
В 60-х годах XX века совершенно случайно, при наблюдении с радиотелескопом,
который был предназначен для изучения мерцаний космических радиоисточников,
Джослин Белл, Энтони Хьюиш и другие сотрудники Кембриджского университета
Великобритании обнаружили серии периодических импульсов.
Продолжительность импульсов была 0,3 секунды на частоте 81,5 МГц, которые
повторялись через удивительно постоянное время, через 1,3373011 секунды.
Миллисекундный пульсар PSR J1959+2048 в видимом диапазоне.
Импульсы прерываются на 50 минут каждые 9 часов,
что указывает на то, что пульсар затмевается своей звездой-компаньоном
Это было совершенно непохоже на обычную хаотическую картину случайных
нерегулярных мерцаний.
Появилось даже предположение о внеземной цивилизации,
посылающей на Землю свои сигналы.
Поэтому для этих сигналов ввели обозначение LGM
(сокращение от английского little green men «маленькие зеленые человечки»).
Предпринимались серьезные попытки
распознать какой-либо код в
принимаемых импульсах.
Это оказалось невозможным, хотя,
как рассказывают, к делу были
привлечены самые
квалифицированные специалисты
по шифровальной технике.
Пульсары в ММО
Через полгода обнаружили еще три подобных пульсирующих радиоисточника.
Стало очевидным, что источники излучения являются естественными небесными
телами. Они получили название пульсары.
За открытие и интерпретацию радиоизлучения пульсаров Энтони Хьюишу
была присуждена Нобелевская премия по физике.
Модель пульсара
