Презентация по теме "Звёзды"

5/21/18

Звёзды.

Двойные звёзды.

Переменные звёзды

Звезда – это пространственно обособленный, гравитационно связанный, непрозрачный для излучения космический объект, в котором значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Планета – небесное тело, обращающееся вокруг звезды или остатка звезды, достаточно массивное, чтобы приобрести сферическую форму под действием собственной гравитации, и своим воздействием удалившее малые тела с орбиты, близкой к собственной, но при этом в её недрах не происходят и никогда не происходили реакции термоядерного синтеза.

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

массе

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

L = 2,512 5-M

Цвет и температура звёзд

Звезды имеют самые разные цвета.

У Арктура желто-оранжевый оттенок,

Ригель бело-голубой,

Антарес ярко-красный.

Арктур

Ригель

Антарес

Цвет и температура звёзд

Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности.

λмах=

У различных звёзд максимум излучения приходится на разные длины волн.

0,0029

Закон Вина

Т

-7

Максимум излучения Солнца λ = 4,7х 10 м

Гарвардская спектральная классификация звёзд

O

Солнце

B

A

F

G

G4

G9

G8

G7

G6

G1

G5

G3

G2

G0

K

M

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.

Антарес

Сравнительные размеры звезд

Солнце

Вега

Арктур

Канопус

Сравнительные размеры звезд

Строение звезд

Двойные звезды

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.

a

c

b

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

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.

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.

Часто встречаются так называемые кратные системы, с тремя и более компонентами. Однако движение трех и более взаимодействующих тел неустойчиво. В сиcтеме, 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.

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

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

Подготовить доклад по теме:

• Двойные звёзды.

• Сверхновые звёзды

• Что такое звёзды?

• Эволюция звёзд.

• Рождение звёзд.

• Размеры звёзд. Плотность их вещества.

• Определение расстояний до звёзд.

• Солнце – ближайшая звезда.

• Видимая и абсолютная звездная величина. Светимость звезд. Цвет, спектры и температура звезд.