Связь между физическими характеристиками звезд

1. У доски

1. Цвет и температура звезд.

2. Спектры и химический состав звезд.

3. Светимость звезд.

4. Размер, масса и плотность звезд.

5. Решение задачи №5 (стр. 139)

2. Остальные

1. Параллакс звезды 0,01", а видимая звездная величина равна 10. Найти абсолютную звездную величину.

2. Определите температуру звезды, имеющую светимость в 16 раз больше солнечной при тех же размерах.

3. Вычислите светимость двойной звезды Акрукс (а Южный Крест) имеющей параллакс 0,01" и видимую звездную величину 1,2^m.

 II. Новый материал

   В 1905г Эйнар Герцшпрунг установил зависимость светимости звезд с их спектральными классами, сопоставляя данные наблюдений. В 1913г Генри Рессел также независимо установил данную зависимость и представил ее графически. Зависимость "спектр-светимость" получила название диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.
Уточнена и дополнена другими учеными.

1. Подавляющее большинство звезд принадлежит главной последовательности.

2. Чем горячей звезды, тем большую светимость имеют.

3. Группы звезд делятся по размерам.

4. Звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольной светимости (и наоборот).

5. По диаграмме исследуют эволюцию.

6. Большинство звезд – карлики.

     Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Г - Р отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность - это, по существу, последовательность масс.

Главная последовательность (около 90% звезд):
- это последовательность звезд разной массы. Самые большие (голубые гиганты) расположены в верхней части, а самые маленькие звезды – карлики – в нижней части главной последовательности
- это нормальные звезды похожие на Солнце в которых водород сгорает в термоядерной реакции.
    Красные гиганты и сверхгиганты располагаются над главной последовательностью справа, белые карлики – под ней слева, поэтому начало левой части главной последовательности представлена голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, конец правой — красными карликами с массами ~0.08 солнечных.
     Диаграмма Г - Р для звездного скопления показывает, сколько звезд находится на каждой стадии эволюции. Вместе с теоретическими представлениями об увеличении скорости эволюции с ростом звездной массы, это позволяет определять возраст скоплений. Если по вертикальной оси откладывать для скопления видимую, а не абсолютную звездную величину, то появляется возможность оценить расстояние до этого скопления.
     Диаграммы Г - Р полезны также для отображения последовательности изменений цвета и светимости отдельной звезды в ходе эволюции - до попадания на главную последовательность, при нахождении на ней и после ухода с нее. В итоге появляется эволюционный трек звезды.

В 1911–24гг астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость. Приближенно зависимость “масса- светимость” выражается отношением  L≈m^3,9.

Солнце с Т=25÷30 сут/оборот, видно по пятнам, при Vэкв=2 км/с. Все звезды вращаются. Чем горячее звезда – тем быстрее скорость вращения. Определить скорость можно, используя эффект Доплера υ =∆λ^.с/λ_о. 

Самая быстрая α Персея m=4,06^m, 3R_ , 65L_ , В1, V=500 км/с.