Звезды. Классификация и строение звезд

При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды. Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды d Цефея. Ее блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8 часов. Блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. d Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды - нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он постоянен с большой точностью. Цефеиды - это звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью. Главное, что между светимостью и периодом у цефеид существует зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние до цефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в определении размеров и формы нашей Галактики. Другой тип правильных переменных - мириды, долгопериодичные переменные звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются около средних значений в пределах 5-10%, а кривые блеска похожи на цефеидные. Как уже было сказано, далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска. Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд - затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмения свет ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных звезд - от нескольких часов до десятков лет. Существует три основных типа затменных переменных звезд.

Формирование звезд и галактик Материя во Вселенной находится в непрерывном развитии, в самых разнообразных формах и состояниях. Раз меняются формы существования материи, то, следовательно, различные и разнообразные объекты не могли возникнуть все одновременно, а формировались в разные эпохи и поэтому имеют свой определенный возраст, отсчитываемый от начала их зарождения. Научные основы космогонии были заложены еще Ньютоном, который показал, что вещество в пространстве под действием собственной гравитации разделяется на сжимающиеся куски. Теория образования сгустков вещества, из которых формируются звезды, была развита в 1902 г. английским астрофизиком Дж.Джинсом. Эта теория объясняет и происхождение Галактик. В первоначально однородной среде с постоянной температурой и плотностью может возникнуть уплотнение. Если сила взаимного тяготения в нем превысит силу газового давления, то среда станет сжиматься, а если превалирует газовое давление, то вещество рассеется в пространстве. Считают, что возраст Метагалактики - 13-15 млрд. лет. Этот возраст не противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд и шаровых звездных скоплений в нашей Галактике. Эволюция звезд Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили названия протозвезд. По мере сжатия плотность и температура протозвезды повышается, и она начинает обильно излучать в инфракрасном диапазоне спектра. Длительность сжатия протозвезд различна: при массе меньше солнечной - сотни миллионов лет, а у массивных - всего лишь сотни тысяч лет. Когда температура в недрах протозвезды повысится до нескольких миллионов Кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию и разогревающая вещество до самосвечения - протозвезда превращается в обычную звезду. Итак, стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды, которые располагаются на главной последовательности “спектр-светимость”. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего. Когда весь водород в центральной области превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постоянно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Сжатие ядра приводит к более бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы ядра. У более массивных звезд температура ядра при сжатии становится выше 80 млн. Кельвинов, и в нем начинаются термоядерные реакции превращения гелия в углерод, а потом и в другие более тяжелые химические элементы. Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового давления, под действием которого фотосфера расширяется. Энергия, приходящая к фотосфере из недр звезды, распространяется теперь на большую площадь, чем раньше.

Истинной характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из звезд-гигантов - S Золотой Рыбы - светимость в 500000 раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше. Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле lg L = 0,4(Ma -M), где: L - светимость звезды, M - ее абсолютная звездная величина, а Мa - абсолютная звездная величина Солнца. Масса звезд Еще одна важная характеристика звезды - ее масса. Массы звезд различны, но, в отличие от светимостей и размеров, различны в сравнительно узких пределах. Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула а3 М1 М2 = —— , p 3р2 где М1 и М2 - массы главной звезды и ее спутника, Р - период обращения спутника, а - большая полуось земной орбиты. Также обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды: светимость увеличивается пропорционально кубу массы. Используя эту зависимость, можно по светимости определить массы одиночных звезд, для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений. Спектральная классификация Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех их физических свойств. По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести. Существует детально разработанная классификация звездных классов (гарвардская). Классы обозначены буквами, подклассы - цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит так: О - B - A - F - G - K - M Среди холодных красных звезд, кроме класса М, есть две другие разновидности. В спектре одних вместо полос молекулярного поглощения окиси титана характерны полосы окиси углерода и циана (в спектрах, обозначаемых буквами R и ), а среди других характерны полосы окиси циркония (класс S). Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна. Цвета звезд различных классов различны: О и В - голубоватые звезды, А - белые, F и G - желтые, К - оранжевые, М - красные. Рассмотренная выше классификация одномерная, так как основной характеристикой является температура звезды. Но среди звезд одного класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд. Существует новая, двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. I - сверхгиганты, II-III - гиганты, IV - субгиганты, V - карлики.

Большой энциклопедический словарь (Часть 2, ЛЕОНТЬЕВ - ЯЯТИ)

МИЛН (Milne) Ален Александер (1882-1956) - английский писатель. Сборники стихов и книги для детей об игрушечных зверушках - Винни-Пухе, Пятачке, Кенге и Ру (русский пересказ Б. Заходера под названием "Винни-Пух и все-все-все", 1960). Пьесы, сборники рассказов. МИЛН Эдуард Артур (1896-1950) - английский астрофизик. Труды по теории звездных и планетных атмосфер, внутреннему строению звезд, космологии. МИЛОВ Леон Васильевич (р. 1929) - российский историк, член-корреспондент РАН (1991; член-корреспондент АН СССР с 1990). Труды по истории русского феодализма, источниковедению (изучение массовых источников), кодификации древнерусского права 11-14 вв. МИЛОВАНОВ Викентий Константинович (р. 1904) - российский ученый-животновод, академик РАСХН (1956). Труды по биологии размножения сельскохозяйственных животных; разработал методы их искусственного осеменения, разбавления и хранения спермы. Государственная премия СССР (1951). МИЛОГРАДСКАЯ КУЛЬТУРА - в археологии - раннего железного века (7 в. до н. э. - 1 в. н. э.) в Юж. Белоруссии и Сев. Украине ... »

Большой энциклопедический словарь (Часть 2, ЛЕОНТЬЕВ - ЯЯТИ)

Поэма "Двенадцать прелестей Филиды" (1608), книга новелл "Достопамятные и трагические истории нашего времени" (1619). Переводы произведений Л. Ариосто и М. де Сервантеса. РОССЕЛАНД (Rosseland) Свен (1894-1985) - норвежский астроном. Развил теорию внутреннего строения звезд и переноса в них излучения. Дал формулу для "росселандова среднего коэффициента поглощения" излучения в звездном веществе. РОССЕЛЛИНИ (Rossellini) Изабелла (р. 1952) - итальянская киноактриса. Дочь режиссера Р. Росселлини и актрисы И. Бергман. Фотомодель, в частности, косметической фирмы "Ланком". В кино дебютировала в 1976, снявшись вместе с матерью в фильме В. Минелли "Дело времени". Лучшие роли сыграла у Д. Линча ("Синий бархат", 1986) и Э. Феррары ("Похороны", 1996). РОССЕЛЛИНИ (Rossellini) Роберто (1906-77) - итальянский кинорежиссер. Представитель неореализма. Фильм "Рим - открытый город" (1945) стал манифестом этого направления. Фильмы: "Пайза" (1946), "Любовь" (1948), "Франциск - менестрель божий" (1951), "Европа, 51" (1952), "Индия, 1958" (1958), "Генерал Делла Ровере" (1959), "В Риме была ночь" (1960), "Мессия" (1975), "Центр им ... »

Социально-культурный сервис и туризм (шпаргалка)

При классификации гостиниц в разных странах используются различные системы, которых сейчас существует более 30. Введению единой классификации гостиниц в мире препятствует ряд факторов: культурно-историческое развитие страны, национальные особенности, различия в критериях оценки качества обслуживания. Самые распространенные классификации: - система звезд - это французская национальная классификация (Россия, Австралия, Венгрия, Италия) - система букв, используется в Греции - система «корон»/ «ключей», используется в Англии - система разрядов (Испания, Италия, Израиль) - система баллов 5 - соответствует высшей категории, 1 - низшей, в мотелях – 4 - это высшая категория, а 1 - низшая. Гостиницы 5 отличаются от гостиниц 4 дополнительными «мелочами» и более высоким уровнем обслуживания. При классификации гостиниц в Египте также используются , но по сравнению с европейской системой они завышены примерно на Ѕ . Все греческие гостиницы делят на 4 категории: А,В,С,Д. Гостиницы категории «А» – это 4 ; «В» – 3 ; «С» - 2 , а гостиницам высшего класса нередко присуждается категория «де люкс». Классификация англ. гостиниц достаточно сложна. открыть »

Большой энциклопедический словарь (Часть 2, ЛЕОНТЬЕВ - ЯЯТИ)

Изначально набирались из свободного сельского и городского населения, затем их служба стала пожизненной и наследственной. Получали жалованье деньгами, хлебом, иногда землей. Жили слободами и имели семьи, занимались также ремеслами и торговлей. Стрельцы были активными участниками Московского восстания 1682 и Стрелецкого восстания 1698. Стрелецкое войско упразднено Петром I с созданием регулярной русской армии. СТРЕЛЯНЫЙ Анатолий Иванович (р. 1939) - русский писатель, публицист. В прозе и статьях, посвященных в основном будням деревни, обращается к социально-нравственным проблемам. Книги: "Земля его - судьба его" (1971), "Женские письма" (1981) и др. СТРЕМГРЕН (Stromgren) Бенгт Георг Даниель (1908-87) - датский астроном. Сын С. Стремгрена. Рассчитал (1940) первые модели солнечной атмосферы, объяснил происхождение красных гигантов (разновидности звезд-гигантов), рассчитал (1939, 1948) ионизацию межзвездной среды вокруг горячих звезд ("зона Стремгрена"), разработал спектральную классификацию горячих звезд по наблюдениям с узкими светофильтрами ("система Стремгрена") ... »

Строение галактики

Эти кальций и натрий заполняют всё пространство между наблюдателем и звездой и со звездой непосредственно не связаны. После кальция и натрия было установлено присутствие кислорода, калия,титана и других элементов, а также некоторых молекулярных соединений: циана, углеводорода и др. Плотность межзвёздного газа можно определить по интенсивности его линий. Как и следовало ожидать, она оказалось очень малой. Плотность межзвёздного натрия, например, близ плоскости Галактики, где он наиболее плотен, соответствует одному атому на 10 000 см пространства. Долгое время не удавалось обнаружить межзвёздный водород, хотя в звёздах он самый обильный газ. Это объясняется особенностями физического строения атома водорода и характером поля излучения Галактики. Близ плоскости Галактики один атом водорода приходится на 2-3 см пространства. Это значит, что плоскость всей газовой материи около плоскости Галактики составляет 5-8 10 / 25 см, масса газа и других элементов ничтожно мала. Распределён межзвёздный газ неравномерно, местами образуя облака с плотностью в десятки раз выше средней, а местами создавая разряжения. При удалении от плоскости Галактики средняя плотность межзвёздного газа быстро падает. открыть »

Звезды и их изучение

При исследованиях внутреннего строения звезды существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе звезды и о механизме переноса энергии. Основным механизмом переноса энергии в звезде является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в других частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами. Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезды существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. открыть »

Звезды и их эволюция

При взгляде на ясное ночное небо вспоминаются строки М.В. Ломоносова: Открылась бездна, звезд полна, Звездам числа нет, бездне – дна. В ночном небе невооруженным глазом можно видеть около 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. «Поштучно» сосчитаны и занесены в астрономические каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. А всего нашему наблюдению доступно около двух миллиардов звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 10 22 . Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер солнца в сотни и тысячи раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше (около 10 км). Предельная максимальная масса звезд равна примерно 60 солнечным массам, а минимальная примерно 0,03 солнечной массы. Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем идет до нас сотни миллионов световых лет. Самая близкая к нам звезда – Проксима Центавра – маленькая звезда, ее масса в 7 раз меньше, чем масса нашего солнца, а поверхностная температура (3000°) в два раза меньше, чем температура на поверхности Солнца. открыть »

Солнце, его физические характеристики и воздействие на магнитосферу Земли

Созданы предпосылки разработки единой модели физической системы Солнце-Земля. Внесен значительный вклад в развитие и становление СЗФ. Основной, фундаментальной задачей СЗФ является исследование на основе многолетних однородных наблюдений, явлений и процессов на поверхности Солнца, распространение потока солнечного излучения в спокойных и возмущенных условиях в пространстве на участке от Солнца до Земли и воздействие этого излучения на магнитосферу, атмосферу и гидросферу; изучение магнитосферно-ионосферных взаимодействий, изучение формирования и протекания процессов в атмосфере на всех высотных уровнях в планетарном масштабе, взаимодействия атмосферы и гидросферы, изучение климатообразующих факторов и процессов, формирующих погоду, исследование антропогенных влияний на окружающую среду и разработка соответствующих теоретических вопросов. Это необходимо для обеспечения четкой и точной информацией об околоземном пространстве всех видов деятельности человека в этой среде. Успехи и достижения в перечисленных областях СЗФ расширят наши представления о строении и эволюции Вселенной и окружающей среды, углубят и уточнят понимание единства физического мира, откроют новые ресурсы, сделают понятными процессы формирования погоды, климата и состояния ближнего космического пространства и будут способствовать развитию смежных научных дисциплин. 1. Солнце Солнце - центральное тело нашей планетной системы, возникло около 4.7 млрд. лет тому назад вместе с другими планетами. 1.1 Солнце как звезда Солнце - ближайшая к Земле звезда, является рядовой звездой нашей Галактики. открыть »

Эволюция звезд

Постепенно вопрос о путях эволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе. Цель контрольной работы – рассмотреть эволюцию звезд. 1. Понятие эволюции звезды Эволюция звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Важнейшие задачи теории эволюции звезд - объяснение образования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследование генетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний. Поскольку в известной нам части Вселенной около 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездах или прошло стадию звезд, объяснение эволюции звезд является одной из наиболее важных проблем астрофизики. Звезда в стационарном состоянии - это газовый шар, который находится в гидростатическом и тепловом равновесии (т.е. действие сил тяготения уравновешено внутренним давлением, а потери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся в недрах звезды. ядра, а в некоторых случаях и раньше, происходит гравитационный коллапс - потеря звездой гидродинамической устойчивости, когда показатель адиабаты становится меньше 4/3, т.к. при этом увеличение давления, обусловленное ростом плотности, не способно остановить сжатие. открыть »

Развитие физики во второй половине ХХ в.

Вычисления Чандрасекара предсказали то, что ныне известно как «черные дыры».Фаулер Уильям Альфред(1911-1995), США. За исследования ядерных реакций, имеющих важное значение для образования химических элементов во Вселенной. Комбинируя теоретические и экспериментальные данные ядерной астрофизики и теории строения звезд, Фаулер сыграл главную роль в создании основополагающей модели звездного развития. 1984г.Руббиа Карло (родился в 1934г.), Италия; Мер Симон ван дер(родился в 1925г.), Нидерланды. За определяющий вклад в открытие частиц W и Z, переносчиков слабого взаимодействия. Осуществленное ими открытие позволило объяснить, почему Солнце не перегревается и не испепеляет все живое на Земле, а также сделало более доказательной теорию «большого взрыва» в космологии. 1985г.Клитцинг Клаус Олаф фон(родился в 1943г.), Германия. За открытие квантового эффекта Холла. Точность и воспроизводимость, с которыми может быть измерен квантовый эффект Холла, делают его явлением, значение которого выходит далеко за рамки метрологии или физики полупроводниковых приборов. 1986г.Руска Эрнст Август(1907-1988), Германия. открыть »

О значении практики как критерия истины

Чтобы быть признанной как истина, геологическая или астрономическая теория должна объяснить всю совокупность данных наблюдений. Практическая проверка астрономической или геологической теории не сводится, однако, к непосредственной проверке данными наблюдения, поскольку те законы механики, физики и химии, которые необходимо привлекаются при построении гипотезы о прошлом Земли или о строении звезд, в свою очередь испытывают проверку на практике. На этом вопросе — о роли опосредованной проверки — мы остановимся несколько ниже. В общественных науках проверка истинности теории, призванной объяснить настоящее и заглянуть в будущее, осуществляется в самой жизни, в практической деятельности людей по изменению общественных отношений; в классовом обществе это практика классовой борьбы. Эксперимент в собственном смысле как нарочитое изменение общественных условий, предпринятое в целях проверки социальной теории, невозможен. В процессе исследования исторического прошлого общества научные предположения также надо проверять практикой общественной жизни. открыть »

Социально-культурный сервис и туризм (ГОСы 2003г.)

Одним из основных направлений туристской деятельности является решение вопросов, связанных с обеспечением туристов средствами размещения. Сегодня мировая сеть отелей может удовлетворить любой вкус. При классификации гостиниц в разных странах используются различные системы, которых сейчас существует более 30. Введению единой классификации гостиниц в мире препятствует ряд факторов: культурно-историческое развитие страны, национальные особенности, различия в критериях оценки качества обслуживания. Самые распространенные классификации: . система звезд - это французская национальная классификация (Россия, Австралия, Венгрия, Италия) . система букв, используется в Греции . система «корон»/ «ключей», используется в Англии . система разрядов (Испания, Италия, Израиль) . система баллов 5 - соответствует высшей категории, 1 - низшей, в мотелях – 4 - это высшая категория, а 1 - низшая. Гостиницы 5 отличаются от гостиниц 4 дополнительными «мелочами» и более высоким уровнем обслуживания. При классификации гостиниц в Египте также используются , но по сравнению с европейской системой они завышены примерно на Ѕ . открыть »

Происхождение и развитие галактик и звезд

Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Процесс образования звезд из межзвездной газово-пылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас. Все же в процессе эволюции звезда возвращает в межзвездное пространство значительную часть всей массы. Из этого газа будет образовываться более молодые звезды, которые в свою очередь так же будут эволюционировать описанным образом. Взгляды различных ученых на процессы рождения и развития галактик. К проблеме эволюции галактик ученые начали серьезно подходить в середине 40х годов. Эти годы ознаменовались рядом важных открытий в звездной астрономии. Удалось выяснить, что среди звездных скоплений, рассеянных и шаровых, имеются молодые и старые, и даже оценить их возраст. Поэтому путь к раскрытию хода эволюции галактик, казалась, намечен сам собой. Нужно было произвести своеобразную перепись населения в галактиках разных типов и сравнить результаты. В каких галактиках: эллиптических или спиральных, в каких классах галактик преобладают более молодые или более старые звезды такое исследование дало бы ясное указание на направление эволюции галактик, позволило бы выяснить эволюционный смысл классификации Хаббла. открыть »

Происхождение и развитие галактик и звезд

Как только плотность достигала определенного уровня, начали выделяться и сжиматься сгустки водорода. Рождались протозвезды, которые позже эволюционировали в звезды. Рождение всех звезд в шаровой или слегка приплюснутой галактике происходило почти одновременно. Этот процесс продолжается относительно недолго, примерно сто миллионов лет. Это значит, что в эллиптических галактиках все звезды приблизительно одинакового возраста, то есть очень старые. В эллиптических галактиках весь водород был исчерпан сразу же в самом начале, примерно в первую сотую существования галактики. На протяжении последующих 99 сотых этого периода звезды уже не могли возникать. Таким образом, в эллиптических галактиках количество межзвездного вещества ничтожно. Спиральные галактики, в том числе и наша, состоят из очень старой сферической составляющей (в этом они похожи на эллиптические галактики) и из более молодой плоской составляющей, находящейся в спиральных рукавах. Между этими составляющими существует несколько переходных компонентов разного уровня сплюснутости, разного возраста и скорости вращения. Строение спиральных галактик, таким образом, сложнее и разнообразнее, чем строение эллиптических. открыть »

Особенности астрономии ХХ века

Звезды - это огромные раскаленные солнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым. В ночном небе невооруженным газом можно видеть около 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится все более затруднительным. В астрономические каталоги "поштучно" сосчитаны и занесены все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. А всего доступно нашему наблюдению около двух миллиардов звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 10 , где = 2 2 . Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер Солнца в десятки и сотни раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше. Предельная масса звезд равна примерно 60 солнечным массам. Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем доходит до нас за сотни миллионов световых лет. Самой близкой к нам звездой можно считать звезду первой величины a Центавра, не видимую с территории России. открыть »

Уникальный астрономический объект SS 433

Двойные звезды не являются редкостью; наоборот, одиночные звезды не входящие в состав двойных систем (или кратных) скорее исключение, чем правило. Движение компонентов двойных звезд происходит в соответствии с законами Кеплера: оба компонента описывают в пространстве подобные (т. е. одинаковым эксцентриситетом) эллиптические орбиты вокруг общего центра масс. Таким же эксцентриситетом обладает орбита звезды-спутника относительно главной звезды, если последнюю считать неподвижной. Большая полуось орбиты относительно движения спутника вокруг главной звезды равна сумме больших полуосей орбит движения обеих звезд относительно центра масс. С другой стороны, величины больших полуосей этих двух эллипсов обратно пропорциональны массам звезд. Таким образом, если из наблюдений известна орбита относительного движения, то можно определить сумму масс компонентов двойной звезды. Если же известны отношения полуосей орбит движения звезд относительно центра масс, то можно найти еще отношение масс и, следовательно, массу каждой звезды в отдельности, в этом заключается огромная роль изучения двойных звезд в астрономии: оно позволяет определить важную характеристику звезды – массу, знание которой необходимо для исследования внутреннего строения звезды и ее атмосферы. открыть »

Что такое звезды

РЕФЕРАТ ПО АСТРОНОМИИ на тему "Что такое звезды" ученицы 11 класса 9 группы экстерната средней школы 41 Камалендиновой Адили. Содержание Качественные характеристики звезд. 3 Светимость. 3 Температура. 3 Спектры звезд. 4 Химический состав звезд. 5 Радиус звезд. 6 Масса звезд. 6 Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла. 7 Звезды - ядерные реакторы. 9 Рождение звезд. 14 Эволюция звезд. 18 Конец звезды. 23 Белые карлики 23 Черные карлики. 24 Нейтронные звезды. 24 Пульсары. 25 Сверхновые. 26 Черные дыры. 27 Список литературы. 28 Качественные характеристики звезд Светимость Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 4 1^33 эрг/с. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют "карлики", светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая "абсолютная величина" звезды. открыть »

Физика звезд

Физика звезд 1. Многообразие звезд. 1.1. Светимость звезд, звездная величина. Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом. Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие – это звезды первой величины (сокращенно - 1m, от латинского mag i udo- величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2m) и так далее до шестой группы – едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз. Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.) С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. открыть »