🗊Презентация Зорі. Загальні відомості про зорі

План Загальні відомості про зорі. Вимірювання відстаней до зір. Зоряні величини. Світність зір. Класифікація зір. Подвійні зорі. Фізичні змінні зорі. Пульсари.

Загальні відомості про зорі Зорі – це небесні тіла, які являються джерелом енергії. Неозброєним оком видно майже 6000 зір. Всі зорі мають однакову внутрішню будову (таку як наше Сонце). Відміність у деяких типів зір полягає у співвідношенні розмірів ядра, променистої і конвективної зон. Джерелом енергії являється термоядерна реакція.

Вимірювання відстаней до зір Зорі розташовані в мільйони разів далі, ніж Сонце. Тому відстань до них вимірюють за допомогою річного паралакса зорі. Річний паралакс - р – кут, під яким із зорі було б видно радіус земної орбіти (1 а.о.) в перпендикулярному до променя зору напрямку. Відстань буде Відстань до небесних тіл за межами Сонячної ситеми, як правило, вимірюють у парсеках чи світлових роках. Парсек (пк) – це відстань для якої річний паралакс р=1”. Світловий рік – це відстань, яку проходить світло за один рік. r = 1/p” пк = 3,26 св.року = 3,08*1013 км.

Зоряні величини Те, що одні зорі яскравіші, а інші слабші, було помічено давно. Тому грецький астроном Гіппарх у ІІ ст.до н.е. для характеристики зір увів поняття видимої зоряної величини. Найяскравіші зорі – зорі 1-ї величини, а на межі нашого бачення – 6-ї величини. У 19 столітті англійський астроном Н.Погсон доповнив ще однією умовою: зорі 1-ї зоряної величини мають бути у 100 разів яскравіші за зорі 6-ї величини. Видиму зоряну величину позначають літерою m. Дуже яскраві зорі мають від’ємну зоряну величину Освітленість Е і зоряна величини m пов’язані залежністю m = -14m – 2,5lgЕ. Для будьяких зоряних величин m1, m 2 буде справедливе таке відношення їх яскравості E1 та E 2 (формула Погсона): E1 / E 2 = 100,4(m 2 –m1) = 2,512 m 2 –m1 Для визначення дійсної світності зір астрономи ввели поняття абсолютної зоряної величини М. Зоряну величину, яку мала б зоря на стандартній відстанні r0 = 10 пк, називається абсолютною зоряною величиною. Якщо відома відстань до зорі r в парсеках то видима і абсолютна зоряні величини зорі пов’язані формулою M = m = 5 – 5lg r.

Світність зір Світність зорі визначає потужність випромінювання зорі, тобто кількість енергії, що випромінює зоря за одиницю часу. За одиницю світності приймається потужність випромінювання Сонця 4*1026 Вт. Якщо відома абсолютна зоряна величина зорі M, то її світність визначається за формулою L = E/E0 = 100,4(5-M)

Класифікація зір Класифікація звичайних зір відбувається: за температурою (за кольором); за світністю (за розмірами).

Класифікація зір за кольором Температура зорі пов’язана з кількістю та інтенсивністю спектральних ліній. Гарячі зорі випромінюють більше енергії у синій області спектра, а холодні зорі – у червоній. За температурою зорі розділили на 7 спектральних груп, які позначили літерами латинської абетки: О, B, A, F, G, K, M.. Кожний спектральний клас поділений на 10 підкласів: О0. О1, … О9. Для запам’ятовування послідовності спектральних класів існує декілька жартівливих фраз. Наприклад: “однажды бравый американец финики жевал, как морковь.”

Класифікація зір за розмірами Розміри зір можна порівняти з розмірами Сонця.. Якщо відомо температуру зорі Т, температуру Сонця То та світність зорі в одиницях світності Сонця L за формулою

Надгіганти Надгіганти (R в тисячу разів більше Сонячного R) Гіганти ( R в сотні разів більше Сонячного R) Сонячного типу Карлики ( R в сотні разів менші Сонячного R) Нейтронні зорі ( R = 10-30 км )

Порівняння розмірів зір

Діаграма “спектр – світність” Данський астроном Герцшпрунг і американський астрофізик Рессел виявили існування залежності між виглядом спектра (тобто температурою) і світністю зір. Ця залежність ілюструється діаграмою “спектр – світність”

Подвійні зорі Подвійні зорі бувають двох видів: Оптично подвійні; Фізично подвійні

Фізично подвійні Оптично подвійні Якщо компоненти кратної зорі видно в телескоп нарізно, то її називають візуально кратною зорею. У наш час відомі десятки тисяч візуально-подвійних зір. Головну зорю у кратній системі позначають літерою А, супутник - літерою В, якщо є третій компонент - літерою С тощо .

Фізично подвійні Затемнювано-подвійні зорі Площини, в яких подвійні зорі обертаються навколо спільного центра мас, орієнтовані довільно відносно центра Галактики. Відомо понад 3 000 систем, для яких Земля перебуває у площині їхнього взаємного руху або недалеко від неї. У цих випадках спостерігаються періодичні затемнення одного компонента іншим. Зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим, називаються затемнювано-подвійними або затемнювано-змінними. Представником таких зір являється зірка Алголь (сузір’я Персея). Зміна блиску Алголя Т = 2 доби 20 год 49 хв.

Фізично подвійні Спектрально-подвійні зорі Зорі, подвійність яких можна встановити тільки за допомогою спектральних спостережень, називаються спектрально-подвійними. У спектрах таких зір спостерігається періодичне роздвоєння спектральних ліній відносно середнього положення. Внаслідок ефекту Допплера-Фізо найбільшої величини роздвоєння досягає за максимальної променевої швидкості компонентів: одного - у напрямку до спостерігача (лінії відхиляються у фіолетовий бік спектра), а іншого - від спостерігача (лінії відхиляються у червоний бік спектра). Променева швидкість зорі - це складова її руху вздовж променя зору спостерігача..

Фізично змінні зорі Змінні зорі – це зорі, які змінюють свою яскравість протягом певного часу. Зміна їх блиску зумовлена процесами, що відбуваються у їхніх надрах. Зараз достовірно виявлено кілька десятків тисяч фізичних змінних зір у нашій Галактиці й десятки тисяч в інших галактиках. Їхня кількість постійно зростає завдяки спостереженням з телескопів, винесених в космос. Фізичні змінні зорі поділяють на дві основні групи: пульсуючі та спалахуючі змінні зорі. Окремим випадком спалахуючих змінних зір є нові та наднові зорі.

Пульсуючі змінні зорі Найвідомішими серед пульсуючих змінних зір є цефеїди, які отримали назву від однієї з найтиповіших їхніх представниць - зорі 5 Цефея. Класичні або довгоперіодичні цефеїди відзначаються ритмічними, з точністю доброго годинникового механізму їхні періоди, як правило, лежать у межах від однєї до 70 діб. Окрім класичних довгоперіодичних, існує також клас короткоперіодичних цефеїд, типова представниця яких - зоря RR Ліри. Їхні періоди становлять від 80 хв до однієї доби. Є ще довгоперіодичні змінні з періодом від 70 до 1400 діб. цефеїди -це зорі, протяжні оболонки яких здатні нагромаджувати енергію, що йде з глибин, а потім віддавати її. Зоря періодично стискається, розігріваючись, і розширюється, охолоджуючись. Тому енергія то поглинається зоряним газом, то знову виділяється. Внаслідок цього світність цефеїди змінюється в кілька разів з періодом у кілька діб. Аналіз показав, що пульсувати можуть лише зорі-гіганти і надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки.

Нові зорі Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів, називаються новими зорями. При цьому виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 100 000 років. Початковий період спалаху нової до досягнення максимуму блиску триває кілька діб, після чого він повільно, впродовж років чи десятків років зменшується до початкового значення. Нові зорі - це компоненти таких подвійних систем, у яких одна зоря, як правило, зоря головної послідовності типу Сонця і пізніших спектральних класів, а друга - у сто разів менший від Сонця білий карлик. Виникнення спалахів нових зір пов'язане з особливостями обміну речовиною в тісних подвійних системах.

Завдання додому: § 13. Тест, стор.109. Для бажаючих підготувати по даній темі: Доповідь; Презентацію.