Описание на презентацията по отделни слайдове:
1 слайд
Описание на слайда:
2 слайд
Описание на слайда:
Яркостта на някои звезди е променлива и се променя за периоди от време - от часове до седмици или дори година. Яркостта на променлива звезда може да се определи чрез сравнение с околните звезди, които имат постоянна яркост. Основната причина за променливата яркост е промяната в размера на звездата поради нейната нестабилност. Най-известните са пулсиращите звезди от класа Цефеиди, кръстени на техния прототип - звездата делта Цефеи. Това са жълти свръхгиганти, които пулсират на всеки няколко дни или седмици, което води до промяна на яркостта им.
3 слайд
Описание на слайда:
Важността на такива звезди за астрономите е, че техният период на пулсация е пряко свързан с яркостта: най-ярките цефеиди имат най-дълъг период на пулсация. Следователно, чрез наблюдение на периода на пулсация на цефеидите, тяхната яркост може да бъде точно определена. Чрез сравняване на изчислената яркост с яркостта на звездата, видима от Земята, можете да определите колко далеч е тя от нас. Цефеидите са сравнително редки. Най-многобройният тип променливи звезди са червените гиганти и свръхгигантите; Всички те са променливи в една или друга степен, но нямат толкова ясна периодичност като цефеидите. Най-известният пример за променлив червен гигант е Omicron Ceti, известен като Мира. Някои червени променливи звезди, като свръхгиганта Бетелгейзе, не показват модел в промените си.
4 слайд
Описание на слайда:
Напълно различен тип променливи звезди са двойните затъмняващи звезди. Те се състоят от две звезди със свързани помежду си орбити; единият от тях периодично затваря другия от нас. Всеки път, когато една звезда засенчи друга, светлината, която виждаме от звездната система, отслабва. Най-известната от тях е звездата Алгол, наричана още бета Персей.
5 слайд
Описание на слайда:
Най-впечатляващи са променливите звезди, чиято яркост се променя внезапно и често много силно. Те се наричат нови и свръхнови. Смята се, че нова е две близко разположени звезди, едната от които е бяло джудже. Газът от другата звезда се изтегля от бялото джудже, експлодира и светлината на звездата се увеличава хиляди пъти за известно време. Когато нова избухне, звездата не е унищожена. Експлозиите на някои нови са наблюдавани повече от веднъж и може би след известно време отново се появяват нови. Новите често се забелязват първи от любителите астрономи. Още по-зрелищни са свръхновите - небесни катаклизми, които означават смъртта на звезда. Когато избухне свръхнова, една звезда се разкъсва на парчета и прекратява съществуването си, пламвайки за известно време милиони пъти по-мощно от обикновените звезди. Когато се случи експлозия на свръхнова, отломките от звездата остават разпръснати в космоса, като например в мъглявината Рак в съзвездието Телец и в мъглявината Воал в съзвездието Лебед.
6 слайд
Описание на слайда:
Има два вида свръхнови. Една от тях е експлозията на бяло джудже в двойна звезда. Друг тип е, когато звезда, многократно по-голяма от Слънцето, стане нестабилна и експлодира. Последната супернова в нашата галактика е наблюдавана през 1604 г., а друга супернова се е появила и е била видима с просто око в Големия магеланов облак през 1987 г.
7 слайд
Описание на слайда:
Двойни звезди Слънцето е единична звезда. Но понякога две или повече звезди са разположени близо една до друга и се въртят една около друга. Те се наричат двойни или множествени звезди. Има много от тях в Галактиката. И така, звездата Мизар в съзвездието Голяма мечка има спътник - Алкор. В зависимост от разстоянието между тях, двойните звезди обикалят една около друга бързо или бавно, а орбиталният период може да варира от няколко дни до много хиляди години. Някои двойни звезди са обърнати към Земята с края на равнината на орбитата си, след което една звезда редовно затъмнява другата. В същото време общата яркост на звездите отслабва. Ние възприемаме това като промяна в яркостта на звездата. Например „дяволската звезда“ Алгол в съзвездието Персей е известна от древни времена като променлива звезда. На всеки 69 часа, орбиталният период на звездите в тази двойна система, по-ярка звезда се затъмнява от по-хладния, по-слабо светещ съсед. От Земята това се възприема като намаляване на нейната яркост. Десет часа по-късно звездите се разпръскват и яркостта на системата отново достига своя максимум.
8 слайд
Описание на слайда:
Двойните звезди са две (понякога три или повече) звезди, обикалящи около общ център на тежестта. Има различни двойни звезди: има две подобни звезди в двойка и има различни (обикновено червен гигант и бяло джудже). Но, независимо от техния тип, тези звезди са най-податливи на изследване: за тях, за разлика от обикновените звезди, чрез анализиране на тяхното взаимодействие е възможно да се определят почти всички параметри, включително маса, форма на орбити и дори грубо да се определят характеристиките на звезди, разположени близо до тях. По правило тези звезди имат малко удължена форма поради взаимно привличане. Много такива звезди са открити и изследвани в началото на нашия век от руския астроном С. Н. Блажко. Около половината от всички звезди в нашата Галактика принадлежат към двойни системи, така че двойните звезди, обикалящи една около друга, са много често срещано явление.
Слайд 9
Описание на слайда:
Двойните звезди се държат заедно от взаимна гравитация. И двете звезди от двойната система се въртят по елиптични орбити около определена точка, разположена между тях и наречена център на тежестта на тези звезди. Те могат да се представят като опорни точки, ако си представите звездите, седнали на детска люлка: всяка в своя край на дъска, поставена върху дънер. Колкото по-далеч са звездите една от друга, толкова по-дълъг е техният орбитален път. Повечето двойни звезди са твърде близо една до друга, за да се видят поотделно дори с най-мощните телескопи. Ако разстоянието между партньорите е достатъчно голямо, орбиталният период може да бъде измерен в години, а понякога дори в век или повече. Двойните звезди, които могат да се видят отделно, се наричат видими двойни звезди.
10 слайд
Описание на слайда:
Спектроскопична двойна звезда е двойка звезди, които са твърде близо една до друга, за да бъдат видими през телескоп; съществуването на втора звезда се разкрива чрез анализ на светлината с помощта на спектроскоп.
11 слайд
Описание на слайда:
Движение на звездите. В небето аналозите на географската дължина и ширина са ректаскензия и деклинация. Правото изкачване започва в точката, където Слънцето пресича небесния екватор в северна посока всяка година. Тази точка, наречена пролетно равноденствие, е небесният еквивалент на Гринуичкия меридиан на Земята. Ректасцензията се измерва на изток от пролетното равноденствие в часове, от 0 до 24. Всеки час на ректасцензия е разделен на 60 минути, а всяка минута е разделена на 60 секунди. Деклинацията се определя в градуси на север и юг от небесния екватор, от 0 на екватора до +90° на северния небесен полюс и до -90° на южния небесен полюс. Небесните полюси са разположени точно над полюсите на Земята, а небесният екватор минава директно отгоре, когато се гледа от екватора на Земята. По този начин позицията на звезда или друг обект може да бъде точно определена от неговата ректасцезия и деклинация, както и от координатите на точка от повърхността на Земята. Координатни мрежи в часове на ректасцезия и градуси на деклинация са нанесени върху звездните карти в тази книга.
12 слайд
Описание на слайда:
Картографите на космоса обаче се сблъскват с два проблема, които не стоят пред картографите на земната повърхност. Първо, всяка звезда се движи бавно спрямо околните звезди (собственото движение на звездата). С няколко изключения, като звездата на Барнард, това движение е толкова бавно, че може да се определи само чрез специални измервания. Въпреки това, след много хиляди години това движение ще доведе до пълна промяна в сегашната форма на съзвездията; някои звезди ще се преместят в съседни съзвездия. Някой ден астрономите ще трябва да преразгледат съвременната номенклатура на звездите и съзвездията. Вторият проблем е, че общата координатна мрежа се измества поради колебанията на Земята в космоса, наречени прецесия. Това кара нулевата точка на право изкачване да завърши революция в небето на всеки 26 000 години. Координатите на всички точки в небето постепенно се променят, така че обикновено координатите на небесните обекти се дават за конкретна дата.
Описание на презентацията по отделни слайдове:
1 слайд
Описание на слайда:
2 слайд
Описание на слайда:
Както показват наблюденията, много от тях образуват двойки или са членове на сложни системи. Освен това само в нашата Галактика приблизително половината от всички звезди принадлежат към двойни системи. Двойните звезди са близко разположени двойки звезди.
3 слайд
Описание на слайда:
Произход и еволюция на двойните звезди Подобно на единичните звезди, двойните системи се образуват под въздействието на гравитационни сили от облак от газ и прах. В съвременната астрономия има три най-популярни теории за образуването на двойни звезди. Първият от тях свързва образуването на двоични системи с отделянето на ранен етап от общото ядро на протооблака, което е послужило като материал за появата на двоичната система. Втората теория е свързана с фрагментацията на протозвездния диск, в резултат на което могат да се появят не само двойни, но и множествени звездни системи. Фрагментацията на протозвездния диск се случва на по-късен етап от фрагментацията на ядрото. Най-новата теория гласи, че образуването на двойни звезди е възможно чрез динамични физични и химични процеси в протооблака, който служи като материал за формирането на звезди
4 слайд
Описание на слайда:
Учените казват, че двойните звезди съставляват около половината от всички звезди в нашата галактика. Двойната звезда е система, състояща се от два обекта (звезди), свързани чрез гравитационни сили. И двете звезди в системата се въртят около общия си център на масата. Разстоянията между звездите могат да се различават, както и масата на тези звезди, както и техните размери. И двете звезди, включени в гравитационната система, могат да имат както подобни, така и отличителни характеристики. Например звезда A може да има по-голяма маса или размер от звезда B. + Двойните звезди традиционно се означават с латински букви. Обикновено буквата "А" е маркирана с по-ярък и масивен спътник. Буквата "B" е по-малко светеща и масивна звезда. Ярък пример за двойна звездна система е най-близката до нас звездна система - Алфа Кентавър A и B. Тя е интегрална система от две звезди. Самият Алфа Кентавър се състои от три компонента. Ако погледнете тази звезда, без да използвате различни оптични инструменти, с невъоръжено око тя визуално ще се възприема като една звезда. Ако го погледнем през телескоп, ясно ще видим два или дори три компонента на тази система. Други примери за двойни звезди включват системата Бета Лира, системата Бета Персей (Алгол), Сириус и други звезди.
5 слайд
Описание на слайда:
Сред звездите, които се виждат наблизо в небето, се прави разлика между оптични двойници и физически двойници. В първия случай две звезди се проектират върху небесната сфера една до друга. Въпреки че в действителност те могат да бъдат разположени на голямо разстояние един от друг. Но физическите двойни звезди всъщност са разположени в космоса една до друга. Те не само са свързани помежду си чрез гравитационни сили, но и се въртят около общ център на масата.
6 слайд
Описание на слайда:
Идеята за съществуването на двойни звезди е изложена за първи път от английския учен и свещеник Джон Мишел през 1767 г. И наблюдателно потвърждение на тази хипотеза е публикувано през 1802 г. от Уилям Хершел. Първата звездна двойка, известна от древни времена, е Мизар и Алкор, наблюдавана в дръжката на „кофата“ на Голямата мечка. Тази звездна двойка е добър пример за оптична двойна звезда, тъй като Алкор е приблизително на 12 ъглови минути от Мизар.
7 слайд
Описание на слайда:
Когато броят на звездите в система, свързана чрез взаимна гравитация, се окаже повече от две, те се наричат кратни. Има звезди с тройна, четворна и дори по-висока множественост. Пример за множество звезди е тройната звезда α Кентавър. Освен това, интересно е, че един от компонентите - Проксима - е най-близката звезда до Земята след Слънцето. Звездите с по-малко от 10 компонента обикновено се класифицират като множествени звезди. Ако в една система има повече звезди, тя се нарича звезден куп. Класически пример е отвореният куп Плеяди, видим в нощното небе с просто око.
8 слайд
Описание на слайда:
Физическите двойни звезди, в зависимост от метода на тяхното наблюдение, обикновено се разделят на няколко класа. Визуалните двойни звезди са двойни звезди, чиито компоненти могат да се видят отделно (през телескоп или фотографирани). Способността да се наблюдава звезда като визуална двойна система се определя от разделителната способност на телескопа. Следователно всички известни визуални двойни звезди се намират в близост до Слънцето с много дълъг орбитален период (до няколко хиляди години). И техните орбити са сравними по размер с орбитите на гигантските планети от нашата Слънчева система. В тази връзка от над 110 000 такива обекта с голяма точност са определени по-малко от сто орбити. Вторият клас двойни системи се състои от затъмняващи двойни звезди или затъмняващи променливи звезди. Те са близки двойки, обикалящи с период от няколко часа до няколко дни в орбити, чиято голяма полуос е сравнима със самите звезди. Това води до много малко ъглово разстояние между звездите. Следователно не можем да видим компонентите на системата поотделно. Въпреки това, може да се съди, че системата наистина е двойствена по периодичните колебания в нейната яркост. Да приемем, че равнините на орбитите на звездите по зрителната линия практически съвпадат. Тогава по време на въртенето на една звездна двойка, когато един от компонентите е пред или зад другия, се наблюдават затъмнения. Разликата между звездните величини при минимална и максимална яркост се нарича амплитуда. А периодът от време между два последователни най-малки минимума е период на променливост.
„Неутронна звезда” – 7. 8. Измерени маси на неутронни звезди. Звездите с по-висока централна плътност и по-голяма маса се оказват нестабилни. Вътрешна структура на неутронните звезди. 2. Директно въвеждане на многочастични сили в изовекторни канали: модел на релативно средно поле (RMF). Въвеждане на многочастичните сили.
„Двойни звезди“ - Визуално двойни, астрометрично двойни, затъмняващо двойни, спектрално двойни. Първо, нека разберем кои звезди се наричат така. Защо двойните звезди са интересни? Единичните звезди не ни предоставят такава възможност. Последният тип двоична система е спектроскопичната двоична система. Спектрално двойно. Затъмняващи двойки.
„Маса на звездите“ - маса, почти равна на Слънцето и 2,5 пъти по-голяма от Земята. Източник на енергия от Слънцето и звездите. Основна последователност. Плътността на звездите от главната последователност е сравнима със слънчевата плътност. Масите на звездите варират от приблизително 1/20 до 100 пъти масата на Слънцето. Бетелгейзе е червен свръхгигант.
"Съзвездия" - Има и звезди от седма, осма и дори осемнадесета величина. Звезда от първа величина е точно 2,512 пъти по-ярка от звезда от втора величина. В безоблачна и безлунна нощ, далеч от населени места, могат да се различат около 3000 звезди. Зимният триъгълник се състои от най-ярките звезди Орион, Голямото и Малкото куче.
„Астрономия на съзвездията“ – Базирана предимно на наблюдения. Но не само Акид се влюби в Галатея. Спирална галактика M74. Имената на съзвездията са били свързани с митове, имена на богове, имена на инструменти и механизми. Нека започнем да се запознаваме със съзвездията на лятното небе. Малка мечка. Зодии. На север виси обърнатата мечка на Голямата мечка.
Презентация по слайдове:
слайд 1
слайд 2
Видове двойни звезди Първо, нека разберем кои звезди се наричат така. Нека незабавно да отхвърлим типа двойни звезди, които се наричат „оптични двойни звезди“. Това са двойки звезди, които се намират наблизо в небето, тоест в една и съща посока, но в космоса всъщност те са разделени от големи разстояния. Няма да разглеждаме този тип двойници. Ще се интересуваме от класа физически двойни звезди, тоест звезди, наистина свързани от гравитационно взаимодействие.
слайд 3
Позиция на центъра на масата Физически, двойните звезди се въртят в елипси около общ център на масата. Ако обаче измерите координатите на една звезда спрямо друга, се оказва, че звездите се движат една спрямо друга също по елипси. На тази фигура ние взехме по-масивната синя звезда като наш източник. В такава система центърът на масата (зелена точка) описва елипса около синята звезда. Бих искал да предупредя читателя срещу общоприетото погрешно схващане, че често се смята, че по-масивната звезда привлича по-силно звезда с ниска маса, отколкото обратното. Всеки два обекта се привличат еднакво. Но обект с голяма маса се движи по-трудно. И въпреки че камък, падащ върху Земята, привлича Земята със същата сила като нейната Земя, невъзможно е да смутим нашата планета с тази сила и ние виждаме как камъкът се движи.
слайд 4
Често обаче има така наречените множествени системи, с три или повече компонента. Движението на три или повече взаимодействащи тела обаче е нестабилно. В система от, да кажем, три звезди, винаги може да се различи двойна подсистема и трета звезда, въртяща се около тази двойка. В четиризвездна система може да има две бинарни подсистеми, обикалящи около общ център на масата. С други думи, в природата стабилните множество системи винаги се свеждат до системи от два члена. Системата от три звезди включва добре познатата Алфа Кентавър, смятана от мнозина за най-близката звезда до нас, но всъщност третият слаб компонент на тази система - Проксима Кентавър, червено джудже - е по-близо. И трите звезди на системата се виждат отделно поради близостта им. Наистина, понякога фактът, че звездата е двойна, се вижда през телескоп. Такива двойници се наричат визуални двойници (да не се бъркат с оптически двойници!). По правило това не са близки двойки, разстоянията между звездите в тях са големи, много по-големи от собствените им размери.
слайд 5
слайд 6
Блясъкът на двойните звезди Често звездите по двойки се различават значително по яркост; слабата звезда е засенчена от ярката. Понякога в такива случаи астрономите научават за двойствеността на звездата чрез отклонения в движението на ярка звезда под въздействието на невидим спътник от траекторията в космоса, изчислена за една звезда. Такива двойки се наричат астрометрични двоични системи. По-специално, Сириус беше класифициран като този тип двоична система за дълго време, докато силата на телескопите не направи възможно разпознаването на невидим досега спътник - Сириус Б. Тази двойка стана визуално двойна. Случва се равнината на въртене на звездите около техния общ център на маса да минава или почти да минава през окото на наблюдателя. Орбитите на звездите на такава система са разположени като че ли от ръба към нас. Тук звездите периодично ще се затъмняват една друга, яркостта на цялата двойка ще се променя със същия период. Този тип двоичен файл се нарича засенчващ двоичен файл. Ако говорим за променливостта на звезда, тогава такава звезда се нарича затъмняваща променлива, което също показва нейната двойственост. Първата открита и най-известна двойна система от този тип е звездата Алгол (Окото на дявола) в съзвездието Персей.
слайд 7
слайд 8
Спектрално двойни звезди Последният тип двойна система е спектрално двойната. Тяхната двойственост се определя чрез изследване на спектъра на звездата, в който се забелязват периодични измествания на абсорбционните линии или ясно се вижда, че линиите са двойни, на което се основава заключението за двойствеността на звездата.
слайд 9
Защо двойните звезди са интересни? Първо, те позволяват да се открият масите на звездите, тъй като е най-лесно и най-надеждно да се изчисли от видимото взаимодействие на две тела. Преките наблюдения позволяват да се установи общото „тегло“ на системата и ако добавим към тях известните връзки между масите на звездите и тяхната яркост, които бяха обсъдени по-горе в историята за съдбата на звездите, тогава ние може да открие масите на компонентите и да тества теорията. Единичните звезди не ни предоставят такава възможност. Освен това, както беше споменато по-рано, съдбата на звездите в такива системи може да бъде поразително различна от съдбата на същите единични звезди. Небесните двойки, разстоянията между които са големи в сравнение с размера на самите звезди, на всички етапи от живота си живеят според същите закони като единичните звезди, без да се намесват една в друга. В този смисъл тяхната двойственост не се проявява по никакъв начин.
слайд 10
Близки двойки: първият обмен на маси Двойните звезди се раждат заедно от една и съща газова и прахова мъглявина; те имат еднаква възраст, но често имат различни маси. Вече знаем, че по-масивните звезди живеят „по-бързо“, следователно по-масивна звезда ще изпревари своя връстник в процеса на еволюция. Ще се разшири, превръщайки се в гигант. В този случай размерът на звездата може да стане такъв, че материята от една звезда (надута) да започне да тече към друга. В резултат на това масата на първоначално по-леката звезда може да стане по-голяма от първоначално тежката! Освен това ще получим две звезди на една и съща възраст, като по-масивната звезда все още е в главната последователност, тоест в центъра й все още продължава синтезът на хелий от водород, а по-леката звезда вече е изразходвала своето водород и в него се е образувало хелиево ядро. Нека си припомним, че в света на единичните звезди това не може да се случи. Поради несъответствието между възрастта на звездата и нейната маса, това явление се нарича парадокс на Алгол в чест на същата затъмняваща двойна система. Звездата Beta Lyrae е друга двойка, която обменя маса в момента.
слайд 11
Материята от надута звезда, вливайки се върху по-малко масивен компонент, не пада веднага върху нея (взаимното въртене на звездите предотвратява това), а първо образува въртящ се диск от материя около по-малката звезда. Силите на триене в този диск ще намалят скоростта на частиците материя и тя ще се утаи на повърхността на звездата. Този процес се нарича акреция, а полученият диск се нарича акреция. В резултат на това първоначално по-масивната звезда има необичаен химичен състав: целият водород във външните й слоеве преминава към друга звезда, оставяйки само хелиево ядро с примеси на по-тежки елементи. Такава звезда, наречена хелиева звезда, бързо се развива, за да образува бяло джудже или релативистична звезда, в зависимост от нейната маса. В същото време настъпи важна промяна в двойната система като цяло: първоначално по-масивната звезда се отказа от това превъзходство.
слайд 12
слайд 13
Втори масов обмен В бинарните системи има и рентгенови пулсари, излъчващи в по-висок енергиен диапазон на дължина на вълната. Това излъчване е свързано с натрупването на материя близо до магнитните полюси на релативистка звезда. Източникът на натрупване са частици от звезден вятър, излъчвани от втората звезда (слънчевият вятър има същата природа). Ако звездата е голяма, звездният вятър достига значителна плътност и енергията на радиацията на рентгеновия пулсар може да достигне стотици и хиляди слънчеви светимости. Рентгеновият пулсар е единственият начин за индиректно откриване на черна дупка, която, както си спомняме, не може да се види. А неутронната звезда е рядък обект за визуално наблюдение. Това далеч не е всичко. Втората звезда също рано или късно ще се надуе и материята ще започне да тече към съседа. И това е вече вторият обмен на материя в двоична система. След като достигна големи размери, втората звезда започва да „връща“ взетото по време на първия обмен.
слайд 14
Ако на мястото на първата звезда се появи бяло джудже, то в резултат на втория обмен на повърхността му могат да възникнат изригвания, които наблюдаваме като нови звезди. В един момент, когато твърде много материал пада върху повърхността на много горещо бяло джудже, температурата на газа близо до повърхността рязко се повишава. Това провокира експлозивен изблик на ядрени реакции. Яркостта на звездата се увеличава значително. Такива огнища могат да се повтарят и се наричат многократно нови. Повтарящите се изригвания са по-слаби от първите, в резултат на което звездата може да увеличи яркостта си десетки пъти, което наблюдаваме от Земята като появата на „нова“ звезда.
слайд 15
Друг резултат в системата на бялото джудже е експлозия на свръхнова. Последствието от потока на материята от втората звезда може да бъде, че бялото джудже достига максимална маса от 1,4 слънчеви. Ако вече е желязно бяло джудже, тогава няма да може да поддържа гравитационна компресия и ще експлодира. Експлозиите на свръхнови в бинарни системи са много сходни по яркост и развитие една на друга, тъй като звездите винаги експлодират с една и съща маса - 1,4 слънчева. Нека припомним, че при единичните звезди централното желязно ядро достига тази критична маса, а външните слоеве могат да имат различна маса. В двоичните системи, както става ясно от нашия разказ, тези слоеве почти отсъстват. Ето защо такива факли имат еднаква светимост. Забелязвайки ги в далечни галактики, можем да изчислим разстояния, много по-големи, отколкото могат да бъдат определени с помощта на звезден паралакс или цефеиди. Загубата на значителна част от масата на цялата система в резултат на експлозия на свръхнова може да доведе до разпадане на двойна система. Силата на гравитационното привличане между компонентите е значително намалена и те могат да се разлетят поради инерцията на движението си.
Звезди.
Двойни звезди.
Променливи звезди
Разстояние до звездите
Годишен паралакс на звезда стре ъгълът, под който голямата полуос на земната орбита (равна на 1 AU) може да се види от звездата, перпендикулярна на посоката към звездата.
къде е голямата полуос на земната орбита
При малки ъгли sin p = p = 1 AU, тогава
Физическа природа на звездите
Звездите са различни
структура
осветеност
размери
възраст
температура (цвят)
Светимост на звездата
Звездите, разположени на едно и също разстояние, могат да се различават по видима яркост (т.е. яркост). Звездите имат различни осветеност .
Светимостта е общата енергия, излъчвана от звезда за единица време.
Изразено в ватовеили в единици слънчева светимост .
В астрономията е обичайно да се сравняват звездите по светимост, като се изчислява тяхната яркост (звездна величина) за едно и също стандартно разстояние - 10 бр.
Видимата величина, която би имала звездата, ако беше на разстояние D от нас 0 = 10 pc, наречена абсолютна величина М.
Светимостта на една звезда се определя чрез абсолютната величина в яркостта на Слънцето, като се използва следната връзка
Цвят и температура на звездите
Звездите се предлагат в различни цветове.
Арктур има жълто-оранжев оттенък,
Бяло-синя напречна греда,
Антарес е яркочервен.
Цвят и температура на звездите
Доминиращият цвят в спектъра на звездата зависи от температураповърхността му.
За различните звезди максималното излъчване възниква при различни дължини на вълната.
Законът за виното
Максимална слънчева радиация λ = 4,7x 10 m
Харвардска спектрална класификация на звездите
слънце
Радиуси на звездите
Звезди
Неутронни звезди (пулсари)
гиганти
джуджета
черни дупки
свръхгиганти
Алдебаран е червен гигант в съзвездието Телец
Алфа Орионис – Бетелгейзе (Свръхгигант)
Малка точка до Сириус е неговият спътник, бялото джудже Сириус Б.
Невъоръжено око близо до Мизар
(средна звезда на дръжката на мечката на Голямата мечка)
видима слаба звезда Алкор (5 m)
В древни времена се е смятало, че човек, който види малкия съсед на тази звезда, има остро зрение.
Според Мизар и Алкор древните гърци са тествали бдителността на окото
Mizar и Alcor не само се проектират един до друг на небесната сфера,
но и се движат около общ център на масата. Орбиталният период е около 2 милиарда години.
В Галактиката има много двойни и кратни звезди.
Мира – Omicron Ceti – двойна звезда.
На снимката Аизобразява компоненти на двойна звезда, разположени на разстояние 0,6".
На снимките bИ сясно се вижда, че формата им не е сферична; от Мира към по-малката звезда се вижда опашка.
Това може да се дължи на гравитационното взаимодействие на Мира Кит
с вашия спътник
Видове двойни звезди
- визуално двойно
- астрометрични двоични системи
- засенчващи двоични файлове
- спектрално двоен
Астрометрично се удвоява
Често звездите по двойки се различават значително по яркост; слабата звезда е засенчена от ярката. Понякога в такива случаи астрономите научават за двойствеността на звездата чрез отклонения в движението на ярка звезда под въздействието на невидим спътник от траекторията в космоса, изчислена за една звезда. Такива двойки се наричат астрометрични двоични системи. По-специално, Сириус беше класифициран като този тип двоична система за дълго време, докато силата на телескопите не направи възможно разпознаването на невидим досега спътник - Сириус Б. Тази двойка стана визуално двойна.
Затъмняващи двоични файлове
Случва се равнината на въртене на звездите около техния общ център на маса да минава или почти да минава през окото на наблюдателя. Орбитите на звездите на такава система са разположени като че ли от ръба към нас. Тук звездите периодично ще се затъмняват една друга, яркостта на цялата двойка ще се променя със същия период. Този тип двоичен файл се нарича засенчващ двоичен файл. Ако говорим за променливостта на звезда, тогава такава звезда се нарича затъмняваща променлива, което също показва нейната двойственост. Първата открита и най-известна двойна система от този тип е звездата Алгол (Окото на дявола) в съзвездието Персей.
Спектрални двойници
Двойствеността се определя чрез изследване на спектъра на звезда, в който се забелязват периодични измествания на абсорбционните линии или ясно се вижда, че линиите са двойни, на което се основава заключението за двойствеността на звездата.
Универсалният закон важи за системи от двойни звезди.
Гравитацията и законите на Кеплер, обобщени от Нютон. Това ни позволява да оценим масата на звездите в двойните системи.
Според третия закон на Кеплер можем да напишем пропорцията
Къде м 1 и м 2 – маси на две звезди с орбитален период Р ,
А е голямата полуос на орбитата на звезда, обикаляща около друга звезда.
Маси М и м– масите на Слънцето и Земята, Т= 1 година, а е разстоянието от Земята до Слънцето.
Тази формула дава сумата от масите на компонентите на двойна звезда, т.е. членове на тази система.
Променливи звезди
Променливите звезди са звезди, чиято яркост се променя, понякога на редовни интервали. В небето има доста променливи звезди. В момента са известни повече от 30 000.
Много от тях са доста забележими в малки и средни размери
оптични инструменти - бинокъл, зрителна тръба или училищен телескоп.
Амплитуда и период на променлива звезда
Физическите променливи са звезди, които променят своята яркост в резултат на физически процеси, протичащи в самата звезда.
Такива звезди може да нямат постоянна крива на светлината.
Първата пулсираща променлива е открита през 1596 г. от Фибрициус.
в съзвездието Кит. Той я кръсти Мира, което означава „прекрасна, невероятна“.
При максимум Мира е ясно видима с просто око, нейната видима звезда
магнитуд 2 m, през периода на минимум намалява до 10 m и се вижда само през телескоп.
Средният период на променливост на Mira Ceti е 332 дни.
Цефеидите са пулсиращи звезди с висока яркост, кръстени на една от първите открити променливи звезди - δ Цефей.
Това са жълти свръхгиганти от спектрални класове F и G, чиято маса надвишава масата на Слънцето няколко пъти.
По време на еволюцията си цефеидите придобиват специална структура.
На определена дълбочина се появява слой, който натрупва енергия, идваща от ядрото на звездата, и след това я освобождава.
Цефеидите периодично се свиват, температурата на цефеидите се повишава,
радиусът намалява. След това площта на повърхността
расте, температурата му намалява, което причинява обща промяна в яркостта.
Цефеидите играят специална роля в астрономията.
През 1908 г. Хенриета Ливит, докато изучава цефеидите в Малкия магеланов облак, забелязва, че колкото по-малка е видимата величина на цефеида,
толкова по-дълъг е периодът на изменение на яркостта му.
Голям Магеланов облак
Малък магеланов облак
Хенриета Ливит
Звезда, която увеличава блясъка си хиляди и милиони пъти за няколко часа и след това потъмнява, връщайки се към първоначалния си блясък, се нарича нов.
Нова възниква в близки двойни системи, в които един от компонентите на двойната система е бяло джудже или неутронна звезда.
Когато се натрупа критична маса на повърхността на бяло джудже (неутронна звезда)
маса материя, възниква термоядрен взрив, който откъсва обвивката на звездата
и увеличаване на неговата яркост хиляди пъти.
Мъглявина след експлозия
Nova в съзвездието Лебед
през 1992 г. се вижда като
малко червено петно
малко над средата
снимки.
Новите са експлодиращи променливи звезди.
Остатък от новата GK Персей
Свръхновисе наричат звезди, които внезапно избухват и достигат
при максимална абсолютна величина от –11 m до –21 m.
Светимостта на свръхнова се увеличава десетки милиони пъти, което може да надхвърли яркостта на цялата галактика.
Експлозиите на свръхнови са един от най-мощните катастрофални природни процеси.
Огромно освобождаване на енергия (количеството енергия, което Слънцето произвежда за милиарди години) придружава експлозия на свръхнова.
Една свръхнова може да излъчва повече радиация от всички звезди в галактиката взети заедно.
Супернова 1987A в Големия магеланов облак се намира там,
където на стари снимки имаше само звездичка с 12-та величина.
Максималната му стойност достигна 2,9m,
което улесни наблюдението на свръхновата с просто око.
Плътното ядро се свива, увличайки го със себе си в свободно падане към центъра
външните слоеве на звездата. Когато ядрото стане силно уплътнено, компресията му спира,
и противоударна вълна удря горните слоеве и също изпръсква
енергията на огромен брой неутрино. В резултат на това черупката се разпръсква
скорост от 10 000 km/s, разкривайки неутронна звезда или черна дупка.
Експлозия на свръхнова освобождава 10 46 J енергия.
Центърът на мъглявината Гъм, останал след експлозия на свръхнова,
разположен в съзвездието Велас
Супернова 1987A 4 години след избухването.
Пръстенът от светещ газ достигна
1,37 светлинни години в диаметър.
Остатък от свръхнова 1987 г
дванадесет години след избухването
Най-известният остатък от свръхнова в нашата Галактика е
Мъглявина Рак.
Това е остатък от експлозия на свръхнова през 1054 г.
Основни етапи в историята на астрономията са свързани с нейните изследвания.
Мъглявината Рак е първият източник на космическо радиоизлъчване
през 1949 г. идентифициран с галактически обект.
На мястото на експлозия на свръхнова в мъглявината Рак
се образува неутронна звезда
Неутронна звезда лесно би се поместила в Москва
Белтуей или Ню Йорк
Външната обвивка на неутронната звезда е кора, състояща се от железни ядра
при температура 10 5 –10 6 K. Целият останал обем, с изключение на малък
зоната в центъра е заета от „неутронна течност“. В центъра се очаква
наличието на малко хиперонично ядро. Неутроните се подчиняват на принципа на Паули.
При такива плътности "неутронната течност" се изражда
и спира по-нататъшното компресиране на неутронната звезда.
Кибритена кутия с материя на неутронна звезда
ще тежи около десет милиарда тона на Земята
През 60-те години на 20 век, напълно случайно, при наблюдение с радиотелескоп,
която беше предназначена да изследва сцинтилациите на космически радиоизточници,
Джоселин Бел, Антъни Хюиш и други служители на Кеймбриджкия университет
Великобритания откри серия от периодични импулси.
Продължителността на импулсите е 0,3 секунди при честота 81,5 MHz, което
повтаря се в забележително постоянно време, 1,3373011 секунди.
Милисекунден пулсар PSR J1959+2048 във видимия диапазон.
Импулсите се прекъсват за 50 минути на всеки 9 часа,
което показва, че пулсарът е засенчен от своята спътникова звезда
Беше напълно различно от обичайната хаотична картина на случайността
неравномерно трептене.
Имаше дори предположение за извънземна цивилизация,
изпраща своите сигнали към Земята.
Затова за тези сигнали е въведено обозначението LGM
(съкратено от малки зелени човечета).
Правени са сериозни опити
разпознават всеки код в
получени импулси.
Това обаче се оказа невъзможно,
както се казва, бяха до точката
привлечени най-много
квалифицирани специалисти
върху технологията за криптиране.
Пулсари в MMO
Шест месеца по-късно бяха открити още три подобни пулсиращи радиоизточника.
Стана ясно, че източниците на радиация са естествени небесни
тела. Те се наричаха пулсари.
За откриването и тълкуването на радиоизлъчвания от пулсари до Антъни Хюиш
е удостоен с Нобелова награда по физика.
Модел Pulsar
