Завантажити презентацію на тему фізична природа зірок. Фізична природа зірок

Федеральна агенція з освіти
Державний освітній заклад вищої професійної освіти
"Челябінський державний педагогічний університет" (ГОУ ВПО "ЧДПУ")

РЕФЕРАТ ПО КОНЦЕПЦІЇ СУЧАСНОГО ПРИРОДНИЦТВА

Тема: Фізична природа зірок

Виконала: Рапохіна Т. І.
543 група
Перевірила: Баркова В.В.

Челябінськ – 2012
ЗМІСТ
Вступ………………………………………………………… ………………3
Глава 1. Що таке зірка………………………………………………………4

Сутність зірок…………………………………………………………….. .4
Народження зірок………………………………………………………………7

1.2 Еволюція зірок……………… …………………………………………… 10
1.3 Кінець зірки……………………………………………………………… .14
Глава 2. Фізична природа зірок…………………………………………..24
2.1 Світимість ………………………………………………… …………….24
2.2 Температура………………………………………………… …………..…26
2.3 Спектри та хімічний склад зірок…………………………….…… ……27
2.4 Середні щільності зірок………………………………………………….28
2.5 Радіус зірок………………………………………………………………… .39
2.6 Маса зірок………………………………………………………………… 30
Заключение…………………………………………………… ………………..32
Список литературы………………………………… …………………………33
Додаток…………………………………………………… ………………34

ВСТУП

Нічого немає простішого, ніж зірка.
(А. С. Еддінгтон)

Споконвіку Людина намагалася дати назву предметам і явищам, які його оточували. Це стосується і небесних тіл. Спочатку назви отримали найяскравіші, добре видимі зірки, з часом – та інші.
Відкриття зірок, видимий блиск яких згодом змінюється, призвело до спеціальних позначень. Вони позначаються великими латинськими літерами, за якими слідує назва сузір'я в родовому відмінку. Але перша змінна зірка, виявлена ​​у якомусь сузір'ї, позначається буквою A. Відлік ведеться від букви R. Наступна зірка позначається буквою S тощо. Коли всі літери алфавіту вичерпані, починається нове коло, тобто після Z знову використовується A. У цьому літери можуть подвоюватися, наприклад «RR». "R Лева" означає, що це перша відкрита змінна зірка в сузір'ї Лева.
Зірки дуже цікаві для мене, тож я вирішила написати реферат саме на цю тему.
Зірки - це далекі сонця, тому, вивчаючи природу зірок, ми порівнюватимемо їх фізичні характеристики з фізичними характеристиками Сонця.

Глава 1. ЩО ТАКЕ ЗІРКА
1.1 СУТНІСТЬ ЗІРОК
При уважному розгляданні зірка є точкою, що світиться, іноді з розбіжними променями. Явище променів пов'язані з особливістю зору немає відносин до фізичної природі зірки.
Будь-яка зірка – це віддалене від нас сонце. Найближча із зірок – Проксима – знаходиться в 270000 разів далі від нас, ніж Сонце. Найяскравіша зірка неба Сіріус у сузір'ї Великий Пес, розташована на відстані 8x1013км, має приблизно таку ж яскравість, як і 100-ватна електрична лампочка на відстані 8 км (якщо не враховувати ослаблення світла в атмосфері). Але для того, щоб лампочка була видна під таким же кутом, під яким видно диск далекого Сіріуса, її діаметр повинен дорівнювати 1 мм!
При хорошій видимості та нормальному зорі над горизонтом одночасно можна побачити близько 2500 зірок. Мають власні імена 275 зірок, наприклад, Алголь, Альдебаран, Антарес, Альтаїр, Арктур, Бетельгейзе, Вега, Гемма, Дубхе, Канопус (друга за яскравістю зірка), Капела, Міцар, Полярна (путівнича зірка), Регул, Рігель, Сіріус Спіка, Серце Карла, Тайгета, Фомальгаут, Шеат, Етамін, Електра та ін.
Питання, скільки зірок у цьому сузір'ї, позбавлений сенсу, оскільки йому немає конкретності. Для відповіді необхідно знати гостроту зору спостерігача, час, коли ведуться спостереження (від цього залежить яскравість неба), висоту сузір'я (у горизонту важко виявити слабку зірку через атмосферне ослаблення світла), місце спостереження (у горах атмосфера чистіша, прозоріша – тому видно більше зірок) і т.д. В середньому на одне сузір'я припадає приблизно 60 зірок, що спостерігаються неозброєним оком (у Чумацького Шляху та у великих сузір'ях – найбільше). Наприклад, у сузір'ї Лебідь можна нарахувати до 150 зірок (область Чумацького Шляху); а у сузір'ї Лев – лише 70. У невеликому сузір'ї Трикутник видно всього 15 зірок.
Якщо ж враховувати зірки до 100 разів слабші, ніж найслабші зірки, ще помітні пильним спостерігачем, то середньому одне сузір'я буде доводиться близько 10000 зірок.
Зірки розрізняються не тільки за їхньою яскравістю, але й за кольором. Наприклад, Альдебаран (сузір'я Телець), Антарес (Скорпіон), Бетельгейзе (Оріон) та Арктур ​​(Волопас) – червоні, а Вега (Ліра), Регул (Лев), Спіка (Діва) та Сіріус (Великий Пес) – білі та блакитні. .
Зірки мерехтять. Це добре помітно біля горизонту. Причина мерехтіння – оптична неоднорідність атмосфери. Перш ніж потрапити в око спостерігача, світло зірки перетинає в атмосфері безліч дрібних неоднорідностей. За своїми оптичними властивостями вони схожі на лінзи, що концентрують або розсіюють світло. Безперервне переміщення таких лінз і є причиною мерехтіння.
Причину зміни кольору при мерехтіння пояснює рис.6, з якого видно, що синє (с) і червоне (к) світло від однієї зірки перед тим, як потрапити в око спостерігача (О), проходить в атмосфері нерівні шляхи. Це – наслідок неоднакового заломлення в атмосфері синього та червоного світла. Неузгодженість коливань яскравості (викликаних різними неоднорідностями) призводить до розбалансування кольорів.

Рис.6.
На відміну від загального мерехтіння, колір можна помітити тільки у зірок близьких до горизонту.
У деяких зірок, названих змінними зірками, зміни яскравості відбуваються набагато повільніше і плавніше, ніж при мерехтінні, рис. 7. Наприклад, зірка Алголь (Диявол) у сузір'ї Персей змінює свою яскравість із періодом 2,867 діб. Причини "змінності" зірок різноманітні. Якщо дві зірки звертаються навколо загального центру мас, одна з них може періодично закривати іншу (випадок Алголя). Крім того, деякі зірки змінюють яскравість у процесі пульсації. В інших зірок яскравість змінюється під час вибухів на поверхні. Іноді вибухає вся зірка (тоді спостерігається наднова зірка, світність якої у мільярди разів перевищує сонячну).

Рис.7.
Рухи зірок одна щодо одної зі швидкостями в десятки кілометрів на секунду призводять до поступової зміни зоряних візерунків на небі. Однак тривалість життя людини занадто мала, щоб такі зміни вдалося помітити під час спостережень неозброєним оком.

1.2 НАРОДЖЕННЯ ЗІРОК

Сучасна астрономія має у своєму розпорядженні велику кількість аргументів на користь твердження, що зірки утворюються шляхом конденсації хмар газово-пилового міжзоряного середовища. Процес утворення зірок із цього середовища продовжується і в даний час. З'ясування цієї обставини одна із найбільших досягнень сучасної астрономії. Ще порівняно нещодавно вважали, що всі зірки утворилися майже одночасно багато мільярдів років тому. Аварію цих метафізичних уявлень сприяв, перш за все, прогрес спостережної астрономії та розвиток теорії будови та еволюції зірок. У результаті стало ясно, що багато зірок, що спостерігаються, є порівняно молодими об'єктами, а деякі з них виникли тоді, коли на Землі вже була людина.
Важливим аргументом на користь висновку про те, що зірки утворюються з міжзоряного газово-пилового середовища, є розташування груп свідомо молодих зірок (так званих «асоціацій») у спіральних гілках Галактики. Справа в тому, що згідно з радіоастрономічними спостереженнями міжзоряний газ концентрується переважно в спіральних рукавах галактик. Зокрема це має місце і в нашій Галактиці. Більше того, з детальних «радіо зображень» деяких близьких до нас галактик випливає, що найбільша щільність міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх (стосовно центру відповідної галактики) краях спіралі, що знаходить природне пояснення, на деталях якого ми зупинятися тут не будемо. Але саме у цих частинах спіралей спостерігаються методами оптичної астрономії «зони Н Н», тобто хмари іонізованого міжзоряного газу. Причиною іонізації таких хмар може бути тільки ультрафіолетове випромінювання потужних гарячих зірок - об'єктів свідомо юних.
Центральним у проблемі еволюції зірок є питання про джерела їхньої енергії. У минулому столітті та на початку цього століття пропонувалися різні гіпотези про природу джерел енергії Сонця та зірок. Деякі вчені, наприклад, вважали, що джерелом сонячної енергії є безперервне випадання на його поверхню метеорів, інші шукали джерело у безперервному стисканні Сонця. Потенційна енергія, що звільняється при такому процесі, могла б, за деяких умов» перейти в випромінювання. Як ми побачимо, нижче це джерело на ранньому етапі еволюції зірки може бути досить ефективним, але він ніяк не може забезпечити випромінювання Сонця протягом необхідного часу.
Успіхи ядерної фізики дозволили вирішити проблему джерел зіркової енергії ще наприкінці 30-х років нашого століття. Таким джерелом є термоядерні реакції синтезу, що відбуваються в надрах зірок за панівної там дуже високої температури (близько десяти мільйонів градусів).
В результаті цих реакцій, швидкість яких сильно залежить від температури, протони перетворюються на ядра гелію, а енергія, що звільняється, повільно "просочується" крізь надра зірок і врешті-решт, значно трансформована, випромінюється у світовий простір. Це винятково потужне джерело. Якщо припустити, що спочатку Сонце складалося тільки з водню, який в результаті термоядерних реакцій повністю перетвориться на гелій, то кількість енергії, що виділилася, складе приблизно 10 52 ерг. Таким чином, для підтримки випромінювання на рівні, що спостерігається, протягом мільярдів років достатньо, щоб Сонце "витратило" не понад 10% свого первісного запасу водню.
Тепер ми можемо уявити картину еволюції якоїсь зірки в такий спосіб. З деяких причин (їх можна вказати кілька) почала конденсуватися хмара міжзоряного газово-пилового середовища. Досить скоро (зрозуміло, за астрономічними масштабами!) під впливом сил всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно щільна непрозора газова куля. Строго кажучи, цю кулю ще не можна назвати зіркою, тому що в її центральних областях температура недостатня для того, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не в змозі поки що врівноважити сили тяжіння окремих його частин, тому він безперервно стискатиметься. Деякі астрономи раніше вважали, що такі протозірки спостерігаються в окремих туманностях у вигляді дуже темних компактних утворень, так званих глобул. Успіхи радіоастрономії, однак, змусили відмовитись від такої досить наївної точки зору. Зазвичай одночасно утворюється не одна протозірка, а більш менш численна група їх. Надалі ці групи стають зірковими асоціаціями та скупченнями, добре відомими астрономам. Цілком ймовірно, (що на цьому ранньому етапі еволюції зірки навколо неї утворюються згустки з меншою масою, які потім поступово перетворюються на планети.
При стисканні протозірки температура її підвищується і значна частина потенційної енергії, що звільняється, випромінюється в навколишній простір. Так як розміри газової кулі, що стискається, дуже великі, то випромінювання з одиниці його поверхні буде незначним. Якщо потік випромінювання з одиниці поверхні пропорційний четвертого ступеня температури (закон Стефана - Больцмана), температура поверхневих шарів зірки порівняно низька, тим часом як її світність майже така ж, як у звичайної зірки з тією ж масою. Тому на діаграмі "спектр-світність" такі зірки розташуються праворуч від головної послідовності, тобто потраплять в область червоних гігантів або червоних карликів, залежно від значень їх первісних мас.
Надалі протозірка продовжує стискатися. Її розмори стають меншими, а поверхнева температура зростає внаслідок чого спектр стає все більш раннім. Таким чином, рухаючись діаграмою "спектр - світність", протозірка досить швидко "сяде" на головну послідовність. У цей період температура зоряних надр вже виявляється достатньою для того, щоб там почалися термоядерні реакції. При цьому тиск газу всередині майбутньої зірки врівноважує тяжіння та газова куля перестає стискатися. Протозірка стає зіркою.

Чудові колони, що складаються головним чином з газоподібного водню та пилу, дають початок новонародженим зіркам усередині туманності Орла.

Фото: NASA, ESA, STcI, J. Hester and P Scowen (Arizon State University)

1.3 ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК
Щоб пройти ранню стадію своєї еволюції, протозіркам потрібно порівняно небагато часу. Якщо, наприклад, маса протозірки більша за сонячну, потрібно лише кілька мільйонів років, якщо менше - кілька сотень мільйонів років. Так як час еволюції протозірок порівняно невеликий, цю ранню фазу розвитку зірки виявити важко. Все ж таки зірки в такій стадії, мабуть, спостерігаються. Ми маємо на увазі дуже цікаві зірки типу Т-Тільця, зазвичай занурені в темні туманності.
У 5966 р. несподівано виявилася можливість спостерігати протозірки на ранніх стадіях їх еволюції. Велике ж було здивування радіоастрономів, коли при огляді неба на хвилі 18 см, що відповідає радіолінії ВІН, було виявлено яскраві, надзвичайно компактні (тобто мають малі кутові розміри) джерела. Це було настільки несподівано, що спочатку відмовлялися навіть вірити, що такі яскраві радіолінії можуть належати молекулі гідроксилу. Була висловлена ​​гіпотеза, що ці лінії належать до якоїсь невідомої субстанції, якій одразу ж дали "відповідне" ім'я "містеріум". Проте "містеріум" дуже скоро розділив долю своїх оптичних "братів" - "небулія" та "короння". Справа в тому, що багато десятиліть яскраві лінії туманностей і сонячної корони не піддавалися ототожнення з будь-якими відомими спектральними лініями. Тому їх приписували якимсь, невідомим землі, гіпотетичним елементам - " небулію " і " коронію " . У 1939-1941 pp. було переконливо показано, що загадкові лінії "коронія" належать багаторазово іонізованим атомам заліза, нікелю та кальцію.
Якщо для "розвінчання" "небулія" і "коронія" знадобилися десятиліття, то вже через кілька тижнів після відкриття стало ясно, що лінії "містеріуму" належать звичайному гідроксилу, але тільки в незвичайних умовах.
Отже, джерела "містеріуму" - це гігантські, природні космічні мазери, що працюють на хвилі лінії гідроксилу, довжина якої 18 см. Саме в мазерах (а на оптичних та інфрачервоних частотах - в лазерах) досягається величезна яскравість у лінії, причому спектральна ширина її мала . Як відомо, посилення випромінювання в лініях завдяки такому ефекту можливе тоді, коли середовище, в якому поширюється випромінювання, у будь-який спосіб "активована". Це означає, що деяке "стороннє" джерело енергії (так звана "накачування") робить концентрацію атомів або молекул на початковому (верхньому) рівні аномально високою. Без постійно діючої "накачування" мазер або лазер неможливі. Питання про природу механізму "накачування" космічних мазерів, поки що їжі остаточно не вирішено. Однак швидше за все "накачуванням" служить досить потужне інфрачервоне випромінювання. Іншим можливим механізмом накачування можуть бути деякі хімічні реакції.
Механізм "накачування" цих мазерів поки що не зовсім зрозумілий, все ж таки можна скласти собі грубе уявлення про фізичні умови в хмарах, що випромінюють мазерним механізмом лінію 18 см. Насамперед, виявляється, що ці хмари досить щільні: у кубічному сантиметрі там є принаймні принаймні 10 8 -10 9 частинок, причому суттєва (а може й більша) частина їх - молекули. Температура навряд чи перевищує дві тисячі градусів, швидше за все, вона близько 1000 градусів. Ці властивості різко відмінні від властивостей навіть найщільніших хмар міжзоряного газу. Враховуючи ще порівняно невеликі розміри хмар, ми мимохіть приходимо до висновку, що вони швидше нагадують протяжні, досить холодні атмосфери зірок - надгігантів. Дуже схоже, що ці хмари є не що інше, як рання стадія розвитку протозірок, яка прямує відразу за їх конденсацією з міжзоряного середовища. На користь цього твердження (яке автор цієї книги висловив ще 1966 р.) свідчать і інші факти. У туманностях, де спостерігаються космічні мазери, видно молоді гарячі зірки. Отже, там нещодавно закінчився і, швидше за все, продовжується і нині процес зіркоутворення. Мабуть, найцікавіше те, що, як свідчать радіоастрономічні спостереження, космічні мазери цього як би " занурені " в невеликі, дуже щільні хмари іонізованого водню. У цих хмарах є багато космічного пилу, що робить їх неспостережуваними в оптичному діапазоні. Такі "кокони" іонізуються молодою, гарячою зіркою, яка перебуває всередині них. При дослідженні процесів зіркоутворення дуже корисною виявилася інфрачервона астрономія. Адже для інфрачервоних променів міжзоряне поглинання світла не таке істотне.
Ми можемо тепер уявити таку картину: з хмари міжзоряного середовища шляхом його конденсації утворюються кілька згустків різної маси, що еволюціонують у протозірки. Швидкість еволюції різна: більш потужних згустків вона буде більше. Тому насамперед перетвориться на гарячу зірку найбільш масивний потік, тим часом як інші більш-менш довго затримуватимуться на стадії протозірки. Їх ми і спостерігаємо як джерела мазерного випромінювання в безпосередній близькості від "новонародженої" гарячої зірки, що іонізує водень "кокона", що не сконденсував у згустки. Зрозуміло, ця груба схема надалі уточнюватиметься, причому, звичайно, до неї будуть внесені суттєві зміни. Але факт залишається фактом: несподівано виявилося, що деякий час (швидше за все - порівняно короткий) новонароджені протозірки, образно висловлюючись, "кричать" про свою появу на світ, користуючись новітніми методами квантової радіофізики (тобто мазерами).
Опинившись на головній послідовності і переставши спалюватися, зірка довго випромінює практично не змінюючи свого положення на діаграмі "спектр - світність". Її випромінювання підтримується термоядерними реакціями, які у центральних областях. Таким чином, головна послідовність є як би геометричним місцем точок на діаграмі "спектр - світність", де зірка (залежно від її маси) може довго і стійко випромінювати завдяки термоядерним реакціям. Місце зірки на головній послідовності визначається її масою. Слід зазначити, що є ще один параметр, що визначає положення рівноважної випромінюючої зірки на діаграмі "спектр-світність". Таким параметром є первісний хімічний склад зірки. Якщо відносний вміст важких елементів зменшиться, зірка "ляже" на діаграмі нижче. Саме цією обставиною пояснюється наявність послідовності субкарликів. Як уже говорилося вище, відносний зміст важких елементів у цих зірок у десятки разів менше, ніж у зірок головної послідовності.
Час перебування зірки на головній послідовності визначається її первісною масою. Якщо маса велика, випромінювання зірки має величезну потужність і досить швидко витрачає запаси свого водневого " пального " . Так, наприклад, зірки головної послідовності з масою, що перевищує сонячну в кілька десятків разів (це гарячі блакитні гіганти спектрального класу О), можуть стійко випромінювати, перебуваючи на цій послідовності лише кілька мільйонів років, у той час як зірки з масою, близькою до сонячної, перебувають у головній послідовності 10-15 млрд. років.
"Вигоряння" водню (тобто перетворення його на гелій при термоядерних реакціях) відбувається тільки в центральних областях зірки. Це тим, що зіркове речовина перемішується лише у центральних областях зірки, де йдуть ядерні реакції, тоді як зовнішні слон зберігають відносне вміст водню постійним. Так як кількість водню в центральних областях зірки обмежена, рано чи пізно (залежно від маси зірки) він там практично весь "вигорить". Розрахунки показують, що маса та радіус центральної її області, в якій йдуть ядерні реакції, поступово зменшуються, при цьому зірка повільно переміщається на діаграмі "спектр - світність" праворуч. Цей процес відбувається значно швидше у порівняно масивних зірок.
Що ж станеться із зіркою, коли весь (або майже весь) водень у її ядрі "вигорить"? Оскільки виділення енергії в центральних областях зірки припиняється, температура і тиск не можуть підтримуватися там на рівні, необхідному для протидії силі тяжіння, що стискає зірку. Ядро зірки почне стискатись, а температура його підвищуватиметься. Утворюється дуже щільна гаряча область, що складається з гелію (на який перетворився водень) з невеликою домішкою більш важких елементів. Газ у такому стані зветься "виродженим". Він має низку цікавих властивостей. У цій щільній гарячій області ядерні реакції не відбуватимуться, але вони досить інтенсивно протікатимуть на периферії ядра, порівняно тонкому шарі. Зірка як би "розбухає", і почне "сходити" з головної послідовності, переходячи в області червоних гігантів. Далі виявляється, що зірки гіганти з меншим вмістом важких елементів матимуть при однакових розмірах більш високу світність.

Еволюція зірки класу G на прикладі Сонця:

1.4 КІНЕЦЬ ЗІРКИ
Що станеться із зірками, коли реакція "гелій - вуглець" у центральних областях вичерпає себе, так само як і воднева реакція в тонкому шарі, що оточує гаряче щільне ядро? Яка стадія еволюції настане за стадією червоного гіганта?

Білі карлики

Сукупність даних спостережень, і навіть ряд теоретичних міркувань свідчать, що у цьому етапі еволюції зірки, маса яких менше, ніж 1,2 маси Сонця, істотну частину своєї маси, що утворює їх зовнішню оболонку, " скидають " . Такий процес ми спостерігаємо, мабуть, як утворення так званих "планетарних туманностей". Після того як від зірки відокремиться з порівняно невеликою швидкістю зовнішня оболонка, "оголяться" її внутрішні дуже гарячі шари. При цьому оболонка буде розширюватися, все далі і далі відходячи від зірки.
Потужне ультрафіолетове випромінювання зірки - ядра планетарної туманності - іонізуватиме атоми в оболонці, збуджуючи їх свічення. Через кілька десятків тисяч років оболонка розсіється і залишиться лише невелика гаряча щільна зірка. Поступово, досить повільно остигаючи, вона перетвориться на білий карлик.
Таким чином білі карлики хіба що " визрівають " всередині зірок - червоних гігантів - і " народжуються " після відділення зовнішніх верств гігантських зірок. В інших випадках скидання зовнішніх шарів може відбуватися шляхом утворення планетарних туманностей, а шляхом поступового закінчення атомів. Так чи інакше білі карлики, в яких весь водень "вигорів" і ядерні реакції припинилися, мабуть, є заключним етапом еволюції більшості зірок. Логічним висновком звідси є визнання генетичного зв'язку між найпізнішими етапами еволюції зірок та білими карликами.

Білі карлики з вуглецевою атмосферою

На відстані 500 світлових років від Землі в сузір'ї Водолія знаходиться зірка типу Сонця, що вмирає. За останні кілька тисяч років ця зірка породила туманність Равлик - добре вивчену близьку планетарну туманність. Планетарна туманність є звичайною кінцевою стадією еволюції для зірок цього. На цьому зображенні туманності Равлик, зробленому інфрачервоною космічною обсерваторією показано випромінювання, що приходить переважно від оболонок молекулярного водню, що розширюються. Пил, який зазвичай присутній у таких туманностях, повинен інтенсивно випромінювати також в інфрачервоному діапазоні. Проте здається, що вона відсутня у цій туманності. Причина може бути в центральній зірці - білому карлику. Ця маленька, але дуже гаряча зірка випромінює енергію в короткохвильовому ультрафіолетовому діапазоні і тому не видно на інфрачервоному зображенні. Астрономи вважають, що згодом це інтенсивне ультрафіолетове випромінювання могло зруйнувати пил. Очікується, що Сонце також проходитиме стадію планетарної туманності через 5 мільярдів років.

На перший погляд, туманність Равлик (або NGC 7293) має просту круглу форму. Проте тепер стало ясно, що ця добре досліджена планетарна туманність, породжена схожою на Сонце зіркою, що наближається до кінця свого життя, має напрочуд складну структуру. Її протяжні петлі та схожі на комети газопилові згустки було досліджено на зображеннях, отриманих космічним телескопом Хаббла. Однак це чітке зображення туманності Равлик було отримано на телескопі з діаметром об'єктиву всього 16 дюймів (40.6 см), оснащеним камерою та набором широкосмугових та вузькосмугових фільтрів. На кольоровому складеному зображенні можна побачити деталі структури, що викликають інтерес, включаючи синьо-зелені радіальні смужки, або спиці, довжиною ~1 світловий рік, які роблять туманність схожою на космічне колесо велосипеда. Присутність спиць, мабуть, свідчить, що сама туманність Равлик – стара, що проеволюціонувала планетарну туманність. Туманність знаходиться на відстані всього 700 світлових років від Землі в сузір'ї Водолія.

Чорні карлики

Поступово остигаючи, вони дедалі менше випромінюють, переходячи у невидимі "чорні" карлики. Це мертві, холодні зірки дуже великої щільності, в мільйони разів щільніші за воду. Їх розміри менше розмірів земної кулі, хоча маси можна порівняти з сонячною. Процес остигання білих карликів триває багато сотень мільйонів років. Так закінчує своє існування більшість зірок. Однак фінал життя порівняно масивних зірок може бути значно драматичнішим.

Нейтронні зірки

Якщо маса зірки, що стискається, перевершує масу Сонця більш ніж в 1,4 рази, то така зірка, досягнувши стадії білого карлика, на тому не зупиниться. Гравітаційні сили у разі дуже великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. В результаті ізотопи перетворюються на нейтрони, здатні прилітати один до одного без будь-яких проміжків. Щільність нейтронних зірок перевершує навіть густину білих карликів; Але якщо маса матеріалу не перевищує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі запобігти подальшому стиску. Типова нейтронна зірка має в поперечнику лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крім нечувано величезної щільності, нейтронні зірки мають ще дві особливі властивості, які дозволяють їх виявити, незважаючи на такі малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле. Загалом, обертаються всі зірки, але коли зірка стискається, швидкість її обертання зростає - так само, як фігурист на льоду обертається набагато швидше, коли притискає до себе руки. Нейтронна зірка здійснює кілька обертів на секунду. Поряд із цим виключно швидким обертанням, нейтронні зірки мають магнітне поле, в мільйони разів сильніше, ніж у Землі.

Хабл побачив одиночну нейтронну зірку в космосі.

Пульсари

Перші пульсари були відкриті 1968 р., коли радіоастрономи виявили регулярні сигнали, що йдуть до нас із чотирьох точок Галактики. Вчені були вражені тим фактом, що якісь природні об'єкти можуть випромінювати радіоімпульси у такому правильному та швидкому ритмі. Спочатку правда, ненадовго астрономи запідозрили участь деяких мислячих істот, що у глибинах Галактики. Але невдовзі було знайдено природне пояснення. У потужному магнітному полі нейтронної зірки електрони, що рухаються по спіралі, генерують радіохвилі, які випромінюються вузьким пучком, як промінь прожектора. Зірка швидко обертається, і радіопромінь перетинає лінію нашого спостереження, мов маяк. Деякі пульсари випромінюють не тільки радіохвилі, а й світлові, рентгенівські та гамма-промені. Період найповільніших пульсарів близько чотирьох секунд, а найшвидших – тисячні частки секунди. Обертання цих нейтронних зірок було з якихось причин ще більш прискорене; можливо, вони входять у подвійні системи.
Завдяки проекту розподілених обчислень Einstein@Home на 2012 рік знайдено 63 пульсари.

Темний пульсар

Наднові

Зірки, маси яких не досягають 1,4 сонячної, вмирають тихо та безтурботно. А що відбувається з більш потужними зірками? Як виникають нейтронні зірки та чорні дірки? Катастрофічний вибух, яким закінчується життя потужної зірки, - це справді вражаюча подія. Це найпотужніший із природних явищ, що відбуваються в зірках. Миттєво вивільняється більше енергії, ніж випромінює її наше Сонце за 10 мільярдів років. Світловий потік, що посилається однією зіркою, що гине, еквівалентний цілій галактиці, адже видиме світло становить лише малу частку повної енергії. Залишки зірки, що вибухнула, розлітаються геть зі швидкостями до 20 000 км в секунду.
Такі грандіозні зіркові вибухи називаються надновими. Наднові – досить рідкісне явище. Щороку та інших галактиках виявляють від 20 до 30 наднових, головним чином результаті систематичного пошуку. За сторіччя у кожній галактиці їх може бути від однієї до чотирьох. Однак у нашій власній Галактиці наднових не спостерігали з 1604 р. Можливо, вони й були, але залишилися невидимими через велику кількість пилу в Чумацькому Шляху.

Вибух наднової зірки.

Чорні діри

Від зірки, що має масу більше, ніж три сонячні, і радіус більше 8,85 кілометра, світло вже не зможе втекти від неї в простір. Промен, що йде від поверхні, викривляється в полі сили тяжіння так сильно, що повертається назад на поверхню. Кванти світла
і т.д.................

ФІЗИЧНА ПРИРОДА СОНЦЯ

Сонце є центральним тілом нашої планетної системи і найближчою до нас зіркою.

Середня відстань Сонця від Землі дорівнює 149,6*10 6 км,його діаметр у 109 разів більший за земний, а обсяг у 1300 000 разів більший за обсяг Землі. Оскільки маса Сонця становить 1,98*10 33 г(333000 мас Землі), то відповідно до його обсягу знаходимо, що середня щільність сонячної речовини дорівнює 1,41 г/см 3(0,26 середньої густини Землі). За відомими значеннями радіусу та маси Сонця можна визначити, що прискорення сили тяжіння на його поверхні досягає 274 м/сек 2 ,або у 28 разів більше, ніж прискорення сили тяжіння на поверхню Землі.

Сонце обертається навколо осі проти ходу годинникової стрілки під час спостереження з північного полюса екліптики, т. е. у тому напрямі, у якому обертаються навколо нього всі планети. Якщо дивитися на диск Сонця, то його обертання відбувається від східного краю диска до західного. Вісь обертання Сонця нахилена до площини екліптики під кутом 83 °. Але Сонце обертається не як тверде тіло. Сидеричний період обертання його екваторіальної зони дорівнює 25 добу,близько 60 ° геліографічної (відрахованої від сонячного екватора) широти він становить 30 добу,а у полюсів досягає 35 добу.

При спостереженні Сонця в телескоп помітно ослаблення його яскравості до країв диска, оскільки через центр диска проходять промені, що з більш глибинних і гарячих частин Сонця.

Шар, що лежить на межі прозорості речовини Сонця і випромінює видиме випромінювання, називається фотосферою. Фотосфера не є рівномірно яскравою, а виявляє зернисту будову. Світлі зерна, що вкривають фотосферу, називаються гранулами. Гранули – нестійкі утворення, тривалість їх існування – близько 2-3 хв,а розміри коливаються в межах від 700 до 1400 км. На поверхні фотосфери виділяються темні плями та світлі області, які називають факелами. Спостереження за плямами та смолоскипами дозволили встановити характер обертання Сонця та визначити його період.

Над поверхнею фотосфери розташована сонячна атмосфера. Її нижній шар має товщину близько 600 км.Речовина цього шару вибірково поглинає світлові хвилі таких, довжин, які вона сама здатна випромінювати. При перевипромінюванні відбувається розсіювання енергії, що є безпосередньою причиною появи основних темних фраунгофероних ліній у спектрі Сонця.

Наступний шар сонячної атмосфери – хромосфера має яскраво-червоний колір і спостерігається при повних сонячних затемненнях у вигляді червоного кільця, що охоплює темний диск Місяця. Верхня межа хромосфери постійно хвилюється, і тому її товщина коливається від 15000 до 20000 км.

З хромосфери викидаються протуберанці - фонтани розпечених газів, видимі неозброєним оком під час повних сонячних затемнень. Зі швидкістю 250-500 км/секвони піднімаються від поверхні Сонця на відстані, рівні в середньому 200 000 км, адеякі з них досягають висоти до 1500 тисяч км.

Над хромосферою розташована сонячна корона, видима при повних сонячних затемненнях у вигляді навколишнього Сонця сріблясто-перлинного ореолу.

Сонячну корону поділяють на внутрішню та зовнішню. Внутрішня корона простягається до висоти близько 500 000 кмі складається з розрідженої плазми – суміші іонів та вільних електронів. Колір внутрішньої корони подібний до сонячного, а випромінювання її являє собою світло фотосфери, розсіяний на вільних електронах. Спектр внутрішньої корони відрізняється від сонячного спектру тим, що в ньому не спостерігаються темні лінії поглинання, але зате спостерігаються на тлі безперервного спектру лінії випромінювання, найбільш яскраві з яких належать багаторазово іонізованого залозу, нікелю і деяким іншим елементам. Так як плазма дуже розріджена, то швидкість руху вільних електронів (а відповідно і їхня кінетична енергія) настільки велика, що температура внутрішньої корони оцінюється приблизно в 1 млн. градусів.

Зовнішня корона простягається до висоти більш ніж 2 млн. км.До її складу входять дрібні тверді частинки, які відбивають сонячне світло і надають їй світло-жовтий відтінок.

В останні роки було встановлено, що сонячна корона поширюється значно далі, ніж передбачалося раніше. Найбільш віддалені від Сонця частини сонячної корони - надкорона - простягаються межі земної орбіти. По мірі віддалення від Сонця температура надкорони поступово знижується, але в відстані Землі становить приблизно 200 000°

Надкорона складається з окремих розріджених електронних хмар, "вморожених" в магнітне поле Сонця, які з великими швидкостями рухаються від нього і досягаючи верхніх шарів земної атмосфери, іонізують і нагрівають її, тим самим впливаючи на кліматичні процеси.

Міжпланетний простір у площині екліптики містить дрібний пил, що виробляє явище зодіакального світла. Це явище полягає в тому, що навесні після заходу Сонця на заході або восени перед сходом Сонця на сході іноді спостерігається слабке сяйво, що виступає з-під обрію у вигляді конуса.

Спектр Сонця є спектром поглинання. На тлі безперервного яскравого спектру розташовуються численні темні лінії (фраунгоферові). Вони виникають при проходженні променя світла, що випускається розпеченим газом через холодніше середовище, утворене тим самим газом. У цьому місці яскравої лінії випромінювання газу спостерігається темна лінія його поглинання.

Кожен хімічний елемент має властивий тільки йому лінійний спектр, тому за видом спектра можна визначити хімічний склад тіла, що світиться. Якщо ж випромінююче світло речовина є хімічною сполукою, то її спектрі видно смуги молекул та його сполук. Визначивши довжини хвиль всіх ліній спектру, можна встановити хімічні елементи, що утворюють випромінюючу речовину. За інтенсивністю спектральних ліній окремих елементів судять про кількість атомів, що їм належать. Тому спектральний аналіз дозволяє вивчати як якісний, а й кількісний склад небесних світил (точніше, їх атмосфер) і є найважливішим методом астрофізичних досліджень.

На Сонці виявлено близько 70 відомих на Землі хімічних елементів. Але в основному Сонце складається з двох елементів:

водню (близько 70% за масою) та гелію (близько 30%). З інших хімічних елементів (всього 3%) найбільшого поширення мають азот, вуглець, кисень, залізо, магній, кремній, кальцій та натрій. Деякі хімічні елементи, наприклад хлор та бром, на Сонці ще не виявлені. У спектрі сонячних плям знайдено також смуги поглинання хімічних сполук: ціана (СN), окису титану, гідроксилу (ВІН), вуглеводню (СН) та ін.

Сонце є грандіозним джерелом енергії, що безперервно розсіює світло і тепло по всіх напрямках. На Землю надходить близько 1:2000000000 всієї випромінюваної Сонцем енергії. Кількість енергії, що отримується Землею від Сонця, визначається за значенням сонячної постійної. Сонячною постійною називається кількість енергії, одержуваної за хвилину 1 см 2поверхні, розташованої межі земної атмосфери перпендикулярно до сонячним променям. У заходах теплової енергії сонячна постійна дорівнює 2 кал/см 2 *хв,а в системі механічних одиниць вона виражається числом 1,4-106 ерг/сек см 2 .

Температура фотосфери близька до 6000 ° С. Вона випромінює енергію майже як абсолютно чорне тіло, тому ефективну температуру сонячної поверхні можна визначити за допомогою закону Стефана-Больцмана:

де Е -кількість енергії в ергах, що випромінюється в 1 сек. 1 см 2сонячної поверхні; s = 5,73 10 -5 ерг/сек* град ^4 см 2 -постійна, встановлена ​​з досвіду, та Т -абсолютна температура у градусах Кельвіна.

Кількість енергії, що проходить через поверхню кулі, описаної радіусом 1 а. е. (150 10" см),одно е =4*10 33 ерг/сек * см 2 .Ця енергія випромінюється всією поверхнею Сонця, тому, розділивши її величину на площу сонячної поверхні, можна визначити значення Ета обчислити температуру поверхні Сонця. Виходить E=5800°К.

Існують і інші методи визначення температури поверхні Сонця, але вони різняться за результатами їх застосування, оскільки Сонце випромінює не зовсім як абсолютно чорне тіло.

Безпосереднє визначення температури внутрішніх частин Сонця неможливе, але з наближенням до його центру вона має швидко зростати. Температура в центрі Сонця обчислюється теоретично з умови рівноваги тиску та рівності приходу та витрати енергії у кожній точці обсягу Сонця. За сучасними даними, вона сягає 13 млн. градусів.

За температурних умов, що мають місце на Сонці, вся його речовина знаходиться в газоподібному стані. Оскільки Сонце перебуває в тепловій рівновазі, то в кожній його точці повинні компенсуватися сила тяжіння, спрямована до центру, та сили газового та світлового тиску, спрямовані з центру.

Висока температура і великий тиск у надрах Сонця обумовлюють багаторазову іонізацію атомів речовини і значну її щільність, що ймовірно перевищує 100 г/см 3 ,хоча й у умовах речовина Сонця зберігає властивості газу. Численні дані приводять до висновку про те, що протягом багатьох мільйонів років температура Сонця залишається незмінною, незважаючи на велику витрату енергії, що викликається випромінюванням Сонця.

Основним джерелом сонячної енергії є ядерні реакції. Одна з найімовірніших ядерних реакцій, звана протон-протонною, полягає у перетворенні чотирьох ядер водню (протонів) на ядро ​​гелію. При ядерних перетвореннях виділяється велика кількість енергії, що проникає до сонячної поверхні та випромінюється у світовий простір.

Енергію випромінювання можна підрахувати за відомою формулою Ейнштейна: Е = тс 2 ,де Е -енергія; т -маса і з - швидкість світла у порожнечі. Маса ядра водню становить 1,008 (атомних одиниць маси), тому маса 4 протонів дорівнює 4 1,008 = 4,032 а. е. м.Маса ядра гелію, що утворився, становить 4,004. а. е. м.Зменшення маси водню на величину 0,028 а. е. м.(це становить 5 * 10 -26 г) призводить до виділення енергії, що дорівнює:

Загальна потужність випромінювання Сонця становить 5*1023 л. с. Внаслідок випромінювання Сонце втрачає 4 млн. тречовини за секунду.

Сонце є також джерелом випромінювання радіохвиль. Загальна потужність радіовипромінювання Сонця в діапазоні хвиль від 8 ммдо 15 мневелика. Таке радіовипромінювання "спокійного" Сонця походить від хромосфери та корони і є тепловим випромінюванням. Коли ж на Сонці з'являються у великій кількості плями, смолоскипи та протуберанці, потужність радіовипромінювання збільшується у тисячі разів. Особливо великі сплески радіовипромінювання “обуреного” Сонця виникають у періоди сильних спалахів у його хромосфері.

СПЕКТРАЛЬНА КЛАСИФІКАЦІЯ ТА ФІЗИЧНА ПРИРОДА ЗІРК

Різноманітні та важливі відомості про фізичну природу зірок, які має сучасна астрономія, були отримані за результатами вивчення випромінюваного ними світла. Вивчення природи світла проводиться методами фотометрії та спектрального аналізу.

У середині ХІХ століття французький філософ-ідеаліст Огюст Конт стверджував, що хімічний склад небесних світил залишиться назавжди невідомим для науки. Однак незабаром методами спектрального аналізу на Сонці та зірках були відкриті хімічні елементи, відомі на Землі.

В наш час вивчення спектрів дозволило не тільки встановити хімічний склад зірок, але також виміряти їх температури, світності, діаметри, маси, щільності, швидкості обертання та поступальних рухів, а також визначити відстані до тих далеких зірок, тригонометричні паралакси яких є трохи їх недоступними для вимірів.

Фізична природа зірок дуже різна, тому і їх спектри відрізняються великою різноманітністю. Зірки, як і Сонце, мають безперервні спектри, перетнуті темними лініями поглинання, а це і доводить, що кожна зірка є розпечене газове тіло, що дає безперервний спектр і оточене холоднішою атмосферою.

Лінії зоряних спектрів ототожнені з лініями відомих на Землі хімічних елементів, що є доказом матеріальної єдності Всесвіту. Усі зірки складаються з тих самих хімічних елементів, переважно з водню і гелію.

Причина великої різниці зоряних спектрів визначається не так різницею хімічного складу зірок, скільки різним ступенем іонізації речовини зоряних атмосфер, що визначається в основному температурою. Сучасна класифікація зоряних спектрів, створена на Гарвардській обсерваторії (США) за результатами вивчення більш ніж 200 000 зірок, ґрунтується на ототожненні приналежності ліній поглинання відомим хімічним елементам та оцінці їхньої відносної інтенсивності.

При всій різноманітності зоряних спектрів їх можна об'єднати в невелику кількість класів, що містять подібні між собою ознаки і поступово переходять одна в одну з утворенням безперервного ряду. Основні класи гарвардської класифікації позначені літерами латинського алфавіту О, В, А, F , G , К, М,утворюють ряд, що відповідає зменшенню температур зірок. Для деталізації спектральних показників у кожному класі запроваджено десяткові підрозділи, що позначаються цифрами. Позначенню А0 відповідає типовий спектр класу А;А5 позначає спектр середній між класами Ата F ; A9 - спектр, набагато ближчий до F0 , ніж до А0.

У таблиці наведено характеристики спектрів, відповідні їм температури та типові зірки по кожному із спектральних класів.

Спектральний клас	Характеристика спектра поглинання	Температура поверхні	Типові зірки
0	Лінії іонізованих гелію,	35 000°	ДоОрпона
(блакитні зірки)	азоту, кисню та кремнію
У	Лінії гелію та водню	25000°	Спіка
(юлубувато-блесні
зірки)
А	Лінії водню мають мак	10000 °	Сірічс
(білі зірки)	симальну інтенсивність. За
мітні лінії іонізованого
кальцію. З'являються слабкі
лінії поглинання металів
Р	Лінії водню слабшають.	7500°	Проц: він
(жовті зірки)	Інтенсивні лінії нейтрально
го та іонізованого кальцію.
Лінії металів поступово
посилюються
0	Лінії водню ще більше	6000°	Сольні
(жовті зірки)	слабшають. Численні
лінії поглинання металів
До	Лінії металів дуже інтенсивні	4500°	Аркт-у-р
(помаранчеві зірки)	сивни. Інтенсивна смуга вугілля
водню СН. Слабкі лінії
поглинання окису титану ТЮг
М	Лінії нейтральних металів	3500°	Бетел.-
(червоні зірки)	дуже сильні. Інтенсивні по	гейзе
лоси поглинання молекулярних
з'єднань

Крім основних спектральних класів, існують додаткові класи R , N, Sнечисленних зірок, температура яких нижче 3000 °.

Наведені у таблиці температури відносяться до поверхневих шарів зірок, у надрах їх панують температури близько 10-30 млн. градусів. Висока температура забезпечує перебіг мимовільних ядерних реакцій, т. е. процесів, розглянутих раніше.

Колір зірки залежить від її температури. Холодні зірки випромінюють переважно у довгих хвилях, що відповідають червоній частині спектру, а гарячі – у коротких хвилях, що подаються фіолетовою частиною спектру.

Людське око найбільш сприйнятливе до жовто-зелених променів, ізвичайна фотографічна пластинка - до синіх та фіолетових променів спектра. Внаслідок цього при спостереженні зірок візуальним і фотографічним методами для однієї зірки отримують різні зіркові величини.

В астрономії колір вимірюють, порівнюючи величини зірки, визначені візуально і за фотографіями, і оцінюють його показником кольору, який є різницею фотографічної та візуальної величин зірки:

Умовно вважають, що для зірок спектрального класу А 0 показник кольору дорівнює кулі. Показник кольору холодніших зірок - величина позитивна, тому що вони інтенсивно випромінюють у довгих хвилях, до яких найбільш чутливе око. Показник кольору гарячих зірок - величина негативна, оскільки їхнє випромінювання переважно короткохвильове, а фотопластинка найбільш сприйнятлива до синіх і фіолетових променів.

Залежності між показниками кольору та спектрами зірок встановлюються емпірично. Складають таблицю, з якої за показником кольору зірки визначають її спектральний клас.

Основними факторами, що визначають кількість випромінюваної енергії, є температура і площа поверхні зірки, що випромінює. Дослідження спітимностей зірок призвело до поділу їх на дві характерні групи: зірки-гіганти та зірки-карлики. Зірки-гіганти мають високу світність і велику площу випромінювання (великий об'єм), але мають малу щільність речовини. Зірки-карлики характеризуються низькою світністю, малим об'ємом та значною щільністю речовини.

Різниця між гігантами та карликами найбільш різко проявляється у зірок спектральних класів Мі До,у яких різниця у світності досягає 9 m_ 10 m, тобто червоні гіганти в 5-10 тис. разів яскравіші за червоні карлики. У жовтих і жовтих зірок класів F і G поряд з гігантами і карликами численні також зірки проміжних світимостей.

Для характеристики світимостей зірок попереду великої літери їх спектрального класу додатково пишуться малі літери: g – для зірок-гігантів та d – для зірок-карликів. Капела gG0 – гігант класу G0, Сонце dG 3 - карлик класу G 3 і т.д.

СУЧАСНІ ПРЕДСТАВЛЕННЯ ПРО ВИНИКНЕННЯ ТА ЕВОЛЮЦІЮ ЗІРК

Розділ астрономії, у якому вивчаються питання походження та розвитку небесних тіл, називається космогонією. Космогонія досліджує процеси зміни форм космічної матерії, що призводять до утворення окремих небесних тіл та їх систем, та напрямок їхньої подальшої еволюції. Космогонічні дослідження призводять і до вирішення таких проблем, як виникнення хімічних елементів та космічних променів, поява магнітних полів та джерел радіовипромінювання.

Вирішення космогонічних проблем пов'язане з великими труднощами, оскільки виникнення та розвиток небесних тіл відбувається настільки повільно, що простежити ці процеси шляхом безпосередніх спостережень неможливо; терміни протікання космічних подій настільки великі, що історія астрономії проти їх тривалістю представляється миттю. Тому космогонії зі зіставлення одночасно спостерігаються фізичних властивостей небесних тіл встановлює характерні риси послідовних стадій їх розвитку.

Недостатність фактичних даних призводить до необхідності оформляти результати космогонічних досліджень як гіпотез, тобто. наукових припущень, що ґрунтуються на спостереженнях, теоретичних розрахунках та основних законах природи. Подальший розвиток гіпотези показує, якою мірою вона відповідає законам природи та кількісній оцінці передбачених нею фактів.

Висновки космогонії, що призводять до утвердження матеріальної єдності Всесвіту, закономірності процесів, що відбуваються в ній, і причинного зв'язку всіх явищ, що спостерігаються, мають глибокий філософський зміст і служать обґрунтуванням наукового матеріалістичного світогляду.

Виникнення та еволюція зірок є центральною проблемою космогонії.

У картині будови Галактики здійснюється розподіл зірок за їх віком. Крім кульових і розсіяних зоряних скупчень, в Галактиці є спеціальні групи зірок, однорідних за своїми фізичними характеристиками. Вони відкриті акад. В.А. Амбарцумяном і названо зірковими асоціаціями. Зоряні асоціації є нестійкими утвореннями, оскільки їх зірки з великими швидкостями розбігаються у різних напрямах. Цим визначається швидкий темп їхнього розпаду та нетривалість часу існування, що не перевищує кількох мільйонів років. Тому наявність зірок в асоціації свідчить про їхнє недавнє виникнення, оскільки вони ще не встигли вийти з асоціації і змішатися з оточуючими зірками.

Дослідження зіркових асоціацій призвело до акад. В.А. Амбарцумяна до висновку про те, що зірки Галактики виникли неодночасно, що освіта зірок є незакінченим процесом, що триває і в даний час, і що зіркові асоціації є тими місцями Галактики, в яких відбулося групове формування зірок.

У сучасній космогонії щодо виникнення зірок існують дві точки зору: 1) зірки виникають у процесі розпаду надщільних тіл, що веде до зменшення щільності речовини, і 2) зірки утворюються в результаті гравітаційної конденсації розсіяної речовини, що супроводжується збільшенням її щільності. Однак результати спостережень не дозволяють в даний час віддати перевагу будь-якій з них.

Згідно з гіпотезою, запропонованою акад. В. А. Амбарцумяном зірки утворюються із надщільної дозоряної матерії, що викидається при вибухах, що відбуваються в ядрах галактик. Ядра галактик містять невеликі за розмірами тіла, що на багато порядків перевершують за масою зірки, відмінні за своєю фізичною природою від зірок та дифузної матерії. Ці надщільні тіла, очевидно, є новою формою матерії, невідому сучасної науці. Розпад надщільних тіл - протозір приводить надалі до одночасного утворення зіркових груп - асоціації. Проте В.А. Амбарцумян не розглядає механізму перетворення протозірок на зіркові групи та скупчення.

Гіпотеза походження зірок з дифузної матерії була розроблена деякими американськими вченими та іншими астрономами Стискання розрідженого газово-пилового середовища під дією сил тяжіння та магнітного поля Галактики призводить до утворення окремих згустків, що являють собою протозірки - глобули. Стиснення протозірки, що продовжується, веде до підвищення тиску і температури венедрах. Коли температура в центрі протозірки досягає кількох мільйонів градусів, там починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій, що супроводжується виділенням великої кількості енергії.

З цього часу стиснення протозірки припиняється, оскільки гравітаційні сили врівноважуються газовим і світловим тиском, порівняно скоро протозірка стає зіркою головної послідовності діаграми спектр-світність. Період формування зірки з дифузної матерії залежить від маси початкового згущення та триває трохи більше 100 млн. років.

На головній послідовності зірка проводить більшу частину часу свого існування, допоки не вигорить водень в її центральній частині. Для зірки з масою, що дорівнює масі Сонця, цей час становить близько 10 млрд. років. Масивні гарячі зірки випромінюють так багато енергії, що їх водню вистачає лише кілька мільйонів років. У період перебування на головній послідовності зірка зберігає майже незмінними радіус, температуру поверхні та світність.

Коли вигоряння водню в ядрі зірки закінчується, тиск зсередини не може врівноважити тяжіння і ядро ​​зірки починає стискатися. Стиснення ядра супроводжується підвищенням температури. Зростання випромінювання розширює оболонку зірки, збільшує її світність. Подальша еволюція зірки залежить від її маси. Більшість вчених вважає, що зірки невеликої маси, порівнянної із сонячною, перетворюються на білих карликів.

Еволюція зірки у разі виникнення в результаті розпаду надщільної протозірки повинна мати інший характер, оскільки після утворення зірки в її надрах ще зберігається частина надщільної дозоряної речовини. Про його наявність може свідчити, наприклад, різка зміна блиску неправильних змінних зірок, що спалахують. Процес спалаху нагадує вибух і може бути пояснений виносом дозоряної речовини з надр зірки на її поверхню, що супроводжується звільненням великих кількостей егергії.

За будь-якого характеру еволюції відбувається зміна хімічного складу зірки внаслідок утворення в її надрах більш важких хімічних елементів.

У процесі своєї еволюції зірка безперервно втрачає масу не тільки за рахунок випромінювання, а й шляхом розсіювання речовини своєї атмосфери, що є одним із джерел поповнення міжзоряної дифузної матерії.

ВИЗНАЧЕННЯ ВІДСТАН І РОЗМІРІВ ГАЛАКТИК

У другій половині XVIII століття, крім зірок, було помічено на небі чимало нерухомих туманних плям - туманностей. Природа більшості їх тривалий час залишалася спірною. Тільки в середині 20-х років нашого століття з'ясувалося, що більшість їх є грандіозними зірковими системами, за своїми розмірами порівнянними з нашою Галактикою. Тому вони отримали назву галактик.

Сукупність всіх галактик становить найбільшу відому нам систему, яку називають Метагалактикою. До її кордонів ми ще не дісталися, і чи має вона центр - невідомо.

Ця проблема була кардинальною для з'ясування питання про природу таких туманних плям і про їх місце у Всесвіті, центр якого людина перенесла із Землі спочатку до Сонця, потім до центру нашої Галактики.

До середини XXстоліття галактики багатьма вважалися невеликими об'єктами, що знаходяться всередині нашої Галактики поряд із зоряними скупченнями та газовими туманностями. Вважали навіть у 20-х роках, що це лінзи, що складаються з пилу та освітлені зсередини однією яскравою зіркою у їхньому центрі. Шлях до визначення відстані відкрили співробітники Гарвардської обсерваторії, потім Лундмарк і Хаббл. Перші з них встановили, що в Магелланових Хмарах, що виглядають як уривки Чумацького Шляху, видно багато цефеїд - періодичних змінних зірок, у яких період зміни блиску зростає з видимим блиском. Навколо Магелланових Хмар цефеїд практично не було видно, і було ясно, що їхня видима концентрація в Хмарах є результатом просторової концентрації в них цефеїд, а відмінності їх видимого блиску відповідають відмінностям у їхній справжній силі світла - у світності. Так було відкрито найважливіше властивість цефеїд, що виявилося справедливим скрізь, саме існування співвідношення період - світність. Встановивши (насилу через їхню дальність від нас) світність найближчих до нас цефеїд різного періоду, можна було з порівняння їхнього видимого блиску в нашій Галактиці та в Магелланових Хмарах встановити, у скільки разів останні від нас далі, ніж найближчі до нас цефеїди. Виявилося, що Магелланова хмара знаходиться за межами нашої Галактики. Лінійний розмір їх, що визначається за видимим кутовим розміром і вже відомою тепер відстанню, виявився в кілька разів меншим за нашу Галактику, але все ж таки вони являють собою гігантські зіркові системи.Вони містять мільйони зірок, газові туманності та сотні зоряних скупчень, подібних до наших. Хмари Магелланова були першими системами, відкритими за кордоном нашої Галактики. Але вони мають неправильну клаптувату форму, і це ще нічого поки не говорило про природу найцікавіших туманностей спірального вигляду.

Тільки в найближчих до нас галактиках можна серед найяскравіших зірок розпізнати цефеїди і, визначивши їх періоди, знайти їхню відстань більш точно, ніж за новими зв'язками.

У 1924 р. Лундмарк і Віртц виявили за невеликою кількістю виміряних вже спектрально (за принципом Доплера - Фізо) променевих швидкостей, що галактики віддаляються від нас у всіх напрямках і швидше, ніж вони далі від нас. Швидкість цього видалення Хаббл визначив близько 1930 в 550 км/с на кожен мегапарсек відстані, і тому відкриття червоного зміщення приписується зазвичай йому. Безперервні перевірки ефекту, головним чином за рахунок збільшення шкали відстаней до найближчих галактик, до теперішнього часу довели постійну Хаббла до значень близько 50 км/(с Мпс), але більшість астрофізиків все ще воліє користуватися більш раннім визначенням Але = 75 км/(с Мпс ), можливо, вичікуючи, коли вляжеться хвиля нових результатів, що коливаються між 100 і 50 км/(з Мпс).

Будова та властивості галактик

Ці параметри є найважливішими характеристиками зіркових систем.

Маси індивідуальних галактик встановлюють, визначаючи криву їхнього обертання, яка в центральній області близька до твердотільної; потім відбувається поступовий перехід до обертання за законом Кеплера, коли відстані від центральної маси вже великі, навколишня точка щільність мала і порівняно мала маса зовнішньої області. Криві обертання отримують оптичним методом, маючи щілину спектрографа вздовж видимої великої осі зображення галактики, причому успіх тим більше, чим ближче площина її обертання до променя зору. Вимірювання обмежуються центральною, яскравою частиною галактики та дають лише нижню межу її маси.

Детальна інтерпретація кривої обертання п знаходження па ній розподілу щільностей р всередині галактики вимагають подальшого уточнення. Для цього необхідно прийняти модель галактики: плоску або модель у вигляді неоднорідного сфероїда, в якому поверхні постійної густини - подібні сфероїди, або ще складнішу форму.

Маси плоских систем починаються приблизно з 10^11 (у ступені 11) і зменшуються до мас зоряних скупчення.

де V - кругова швидкість у кеплерівській кривій;

R – радіус; G – гравітаційна сила.

Маси еліптичних та маси спіральних галактик можна оточити у разі пар - подвійних галактик, у яких різницю глобальних швидкостей можна припускати рівної швидкості обігу, як у спектрально-подвійних зірок. Однак тут залишається невідомим кут нахилу орбіти, і криву швидкостей визначити не можна. Ми отримуємо лише нижню межу суми мас двох галактик, як у випадку спектрально-подвійних зірок.

Вище було висвітлено ряд питань, що ставляться сюди, але треба додати ще багато.

Форма спіральних гілок, як виявилось, добре відповідає логарифмічній спіралі.

r = r(0)ехр (ca),

де a = pj:180 і c = сtgm, або

lg r =lg r(0)+ccj,

де з=(p/180)*lg e=0,00758.

Тут m – характеристичний кут між радіусом-вектором точки спіралі та дотичної до неї. Звичайно, тут мається на увазі справжня форма гілок у їхній площині, а не форма, спотворена проекцією. У середньому m = 73 ° і варіює в межах 54-86 °. Перше значення відповідає широко розкритим гілкам, друге відноситься до спіралів, що наближаються до кола.

Буває, що гілки мають різні форми. Зустрічаються галактики з трьома-чотирма гілками і такі, у яких є гілки внутрішні та зовнішні, або багаторукавні. Вірніше сказати, в останніх гілки не суцільні, а складаються з дуг, не пов'язаних один з одним. Дво-і навіть триярусні спіральні галактики свідчать про складність цих явищ природи. Ще раніше Хаббл виявив, що є галактики з "перекладиною" - по-англійськи "бар", - у центрі якої знаходиться їхнє ядро, а спіральні гілки відходять від кінців бару, але є і такі, в яких гілки відходять від середини бару; останні представляють труднощі для теорії, що вважає гілки "витіканням" з бару. Виявлено протягом газу від ядра вздовж бару зі швидкостями до 100 км/с. В області спіральних гілок у більшості випадків обертання близько до твердотільного, і точка перегину на кривій обертання знаходиться там, де гілки вже не простежуються, хоча свічення системи тягнеться ще далеко. Нерідко гілки відходять немає від бару, як від периферії кільця, котрій бар є діаметром.

Багато дебатів викликало питання про напрям обертання галактик - чи йде воно так, що гілки при цьому "волочаться" або, навпаки, "розмотуються". Це важливо для теорії їхнього походження. Гострота питання згладилася, коли виявили галактики, мають одночасно гілки протилежних напрямів, тобто. одні “волочені”, інші “розмотуються”. Якщо обертання майже твердіє, то немає перешкод для виникнення гілок будь-якої форми.

Хаббл ввів позначення для простих спіралей – S, для “пересічених спіралей” (з баром) – SВ. Для проміжних форм (дуже короткий бар) вводилися позначення SАВ чи інші. Неправильні галактики він позначав через I або Ir, але існує два їх різновиди. Еліптичні галактики по Хаблу позначаються буквою Е з додаванням цифри від 1 до 7, яка вказує ступінь стиснення, що визначається ставленням

де аі b - видимі діаметри (зазвичай спотворені нам проекцією). Потім він знайшов "лінзоподібні" галактики з "Балдж" (великим ядром), оточеним диском, в якому спіралей немає. Він їх окреслив S0. Подальші спостереження показали, що класифікація Хаббла не відбиває всього різноманіття існуючих форм і властивостей галактик, і було запропоновано кілька інших класифікацій, які ще швидше "відставали від життя", і ми на них зупинятися не будемо.

Хаббл ввів ще такі важливі доповнення. Нині їм доводиться надавати інший, глибший зміст, ніж припускав Хаббл. Аморфні, безструктурні спіральні гілки, що не містять надгігантів і бідні на газ, відзначаються приставкою а(Sа). Дуже клапчасті гілки з безліччю гарячих зірок-гігантів і багаті на газові туманності - приставкою с(Sс), а спіралі проміжного вигляду відзначаються приставкою b(Sb). Така М31 (Sb), а М33 є Sс. Наша Галактика може відноситися до типу Sbс – проміжна спіраль. У Sс ядра значно менше, ніж у Sb. Але у Sа, всупереч думці Хаббла, вони бувають різними.

Після багатьох спроб теоретично пояснити існування спіральних галактик за наявності строго твердотільного обертання дуже популярною стала теорія, основи якої заклали Лін і Шу в 60-ті роки.

Великий інтерес представляє знання того, як галактики розподіляються по світимостей, що певною мірою відображає їх розподіл і по масі, так як при однаковому складі зірок, що входять до них, маса пропорційна світності. Це становище найбільш виправдано для однотипних галактик, особливо для еліптичних, які не мають великої відмінності ні в структурі, ні в кольорі. Але спочатку намагалися отримати загальну картину для всіх типів галактик разом, і тоді здавалося, що карликових галактик з абсолютною величиною М = - 16 (у мірі m) і менше мало. Але потім відкрили досить багато дуже слабких і дрібних галактик на околицях нашої Галактики.

Просторову структуру галактик типів Е і S0 можна дізнатися, обчислюючи просторові щільності функції радіусу з результатів точної фотометрії їх поверхневої яскравості. Яскравість, виміряна в точках вздовж видимого радіусу, створюється випромінюванням усіх зірок, що лежать на промені нашого зору – на хордах сфероїда. Від яскравості проекції можна перейти за умови наявності центральної симетрії до об'ємної яскравості.

Будова Метагалактики, скупчення.

Окремі галактики часто об'єднані в пари порівнянних один з одним систем або складаються з однієї великої галактики і одного або навіть кількох супутників із меншими світністю, розмірами та масами.

Можна побачити і нечисленні групи галактик. Деякі з них, частіше частина їх членів, лише випадкові проекції галактик, розташованих ближче або далі. Найбільш тісними парами та групами з членами, безумовно пов'язаними один з одним фізично, є взаємодіючі системи – гнізда та ланцюжки систем.

Нарешті, існують скупчення галактик як бідні та розсіяні, так і багаті, що концентруються до центру скупчення сотень та багатьох тисяч галактик.

Багато зусиль докладається до спроб виявити скупчення галактик - системи, які б одиницями вищого порядку як “цегли” Метагалактики. Реальне існування їх поки що не доведено

У скупченнях сильно переважають еліптичні Е і лінзовидні галактики S0, а загальному полі з-поміж них численні спіралі.

Подвійні галактики.Хольмберг у Швеції склав каталог подвійних та кратних галактик у кількості близько 8007, але, на жаль, сучасним вимогам він не задовольняє. У всякому разі, гіпотезу Хольмберга, що подвійні галактики виникають у результаті гравітаційного захоплення, треба залишити. За сучасними уявленнями пари, групи та скупчення галактик як такі виникали на ранніх стадіях їх утворення.

І. Д. Караченцев ввів поняття про ізольовані галактики, видима відстань між якими в п'ять або більше разів менша за відстань до іншої найближчої галактики, і склав каталог 603 пар.

Треба зауважити, що в будь-якому каталозі таких галактик немає відомостей про відстань від нас до кожної компоненти, тому немає впевненості в реальній близькості їх компонент один до одного. Тому І. Д. Караченців та інші астрономи завзято працювали над визначенням червоного усунення компонентів. З них вони знаходять і різниці швидкостей компонентів, що допомагають оцінити масу систем і ставлення маси до світності.

Маса пари галактик пропорційна квадрату різниці їх швидкостей (передбачається, що рух орбітально) і відстані між компонентами. Але ми не знаємо нахилу до променя зору орбіти і довжини лінії, що з'єднує компоненти, і тому користуємося середніми, найімовірнішими їх величинами. Пейдж у США, який отримав швидкості багатьох пар, показав, що маси, визначені цим методом, значно більше мас, які могли б бути знайдені з вивчення обертання галактик або дисперсії швидкостей у них. Точніші виміри швидкостей у САО на 6-метровому телескопі цю різницю у визначенні мас усувають. Половина "ізольованих пар" складається із взаємодіючих галактик. По Уайту типовий орбітальний період у парах становить 200-106 років, а типова відстань між ними близько 40 кпс. До 15% всіх галактик входить у пари, але поки що важко уточнити відсоток оптичних пар внаслідок випадкової проекції. Експерименти І.Д. Караченцева і А. Л. Щербановського з використанням ЕОМ показали, що оптичних пар лише близько 10%, але це залежить від умов визначення поняття двоїстості.

Групи.Хольмберг виділяв із поля потрійні та кратні галактики. Як не визначати їх, кількість об'єктів швидко зменшується з переходом до дедалі більшої кратності. З іншого боку, виділяють групи галактик; наприклад, Вокулер дав список 54 груп та їх членів. Але ці вельми великі групи містять до десятків членів, переходячи, мабуть, у бідні скупчення, бідні скупчення переходять у багаті, які з сотень, і, можливо, десятків тисяч членів. Майже для жодної групи, навіть нечисленної, немає відомостей про променевої швидкості кожного члена. З кількох даних часто можна зробити висновок, що, застосувавши теорему про віріал, ми отримаємо позитивну енергію, що вказує на нестійкість групи. В. А. Амбарцумян трактує це як ознаку молодості таких груп та вважає їх молодими.

Інші астрономи не згодні з ним і вважають, що всі групи мають бути стійкими, а це вимагає при цих швидкостях членів більшої маси; тому й говорять про “приховану масу”. Групи Вокулера містять певною мірою галактики, лише проектуються на групу. Я. Еге. Ейнасто вважає, що в гігантських галактик є величезне гало (як і М 87) і вони і представляють “приховану масу”. Проте, що більше членів у системі, то більше вписувалося має бути “прихована маса”, отже внесок корон був би цілком недостатнім, але у поширеність корон астрономи не вірять, і взагалі проблеми стійкості груп та існування “прихованих мас” ще вирішені.

Найбільш безперечними та найцікавішими групами є гнізда взаємодіючих галактик; серед останніх до найтісніших ставиться Квінтет Стефана з п'яти галактик. Але і в ньому, як у ланцюжку VV 172 та деяких інших, є член з аномальним червоним усуненням. Арп припускає, що такі групи викинуто з великих галактик.

Скупчення галактик.Найближче до нас скупчення галактик, швидше за все, хмара їх, що включає багато великих і яскравих спіралей, що містять газ і пил, відстоїть на нас на 12 Мпс і знаходиться в скупченні Діви. Подібна близька хмара знаходиться у Великій Ведмедиці. Кожна з них містить сотні галактик. Але більший інтерес становлять багаті кульові скупчення галактик, що концентруються до свого центру. Найближче з них - у Волосах Вероніки, що віддаляється від нас на 70 Мпс, містить за одиничними винятками еліптичні Е та лінзоподібні галактики S0, в яких газу або зовсім немає або мало. Число галактик у скупченнях такого "правильного" типу встановлюється лише до будь-якої граничної видимої зіркової величини. Найяскравіші члени правильних скупчень є гігантськими галактиками і незмінність цих величин використовується з метою оцінки відстані до дуже далеких скупчень, визначення червоного усунення яких неможливе з технічних причин. Цвіккі реєстрував скупчення з числом видимих ​​членів щонайменше 50. У великих, концентрованих скупченнях, найближчих до нас, налічується понад 10000 членів. Встановлення приналежності до накопичення окремих членів з червоного усунення за великої кількості членів представляє надзвичайні труднощі. Підрахунки членів скупчення у функції відстані від центру роблять, віднімаючи з щільності галактик скупчення щільність галактик фону піднебіння поблизу. Так, встановлено, що в багатих правильних скупченнях хід числової щільності на площі схожий з ходом числа частинок в ізотермічній газовій кулі функції відстані від центру.

Беручи ж ширші околиці, Л. З. Шаров показав наявність у скупченнях галактик щільного ядра і корони; крім того, спостерігається сегрегація деяких типів галактик, наприклад, сильніше концентруються до центру. Найбільше червоних зміщень (близько 50) виміряно в скупченні Кома. У таких випадках дисперсію швидкостей членів можна оцінити масу; її можна оцінити також за функцією світності галактик у скупченні, нормалізуючи її і знаючи зв'язок світності з масою для еліптичних галактик. Маси багатих скупчень становлять 1014 мас Сонця (і більше).

Несподіване компактне скупчення відкрила Р. К. Шахбазян. Воно виявилося з дюжини компактних галактик. Відстань до нього дорівнює 700 Мені, а розмір - всього 350х180 кпс. Дисперсія променевих швидкостей у ньому незрозуміло мала: 62 км/с. Шахбазян і Петросян відкрили потім у Бюракані ще десятки подібних на вигляд скупчень, але вони ще не досліджені.

Дуже важко виділити в скупченнях карликові члени, зокрема, розсіяні бідні сфероїдальні галактики типу Печі та Скульптора, оскільки останні погано видно через малу поверхневу яскравість, а інші важко від галактик далекого фону. Каталог таких галактик типу Скульптора склала і досліджувала . Є. Караченцова.

Тривалі пошуки привели до висновку, що лише в небагатьох скупченнях є дуже слабке загальне світіння, створюване, мабуть, карликовими галактиками. З іншого боку, в них розсіяно невелику кількість пилу, що помітно поглинає світло.

Нейтральний водень у скупченнях немає, але є радіовипромінювання, що від існуючого з гіпотезі Б.В. Комберг гарячого газу в коронах гігантських членів скупчення. Було знайдено в скупченнях і рентгенівське випромінювання, особливо сильне від радіогалактики NGC 1275 скупчення Персея. Ейбелл на Паломарському атласі неба знайшов 2712 дуже багатих скупчень, а Цвіккі за тим самим матеріалом виявив і оконтурив десятки тисяч скупчень з числом членів не менше 50 і коротко їх класифікував.

Ці дані служать матеріалом величезної кількості спроб виявити скупчення скупчень, інакше сверхскопления. Деякі автори їх не вбачають, інші вважають, що знайшли, треті вважають, що самі визначення цього поняття є різними. Ті, хто вважає, що надскоплення знайдені, знаходять у їх складі всього три - чотири скупчення, що слід називати лише кратною галактикою, в ранг же скупчень зараховують системи, що містять хоча б десятки зірок. Тому автор вважає, що поки що скупчення скупчень не виявлено, хоч можуть існувати. Його думка поділяє, мабуть, і Ейбелл, який раніше виділяв такі над-скупчення. Статистичні методи, які застосовуються в цих пошуках, змушені спиратися на каталог Цвіккі, що дає контур скупчення. Межі навіть простого скупчення визначені дуже ненадійно. Б. І. Фесенко вважає, що при таких роботах сильне спотворення вносить неврахований вплив клочковатості міжгалактичного поглинання світла у пашів Галактиці. Йому також здається сумнівним твердження Вокулера, що найближчі до нас хмари та групи скупчень (близько 5 Мпс) утворюють сплощену надскопію з центром у скупченні Діви.

Деякі окремі випадки пізньої еволюції галактик

За останні роки багаторазово намагалися створити моделі зіркового складу галактик, які відповідали б інтегральним спектрам яскравих (центральних) областей спіральних і еліптичних галактик, що спостерігаються. (Отримати хороші спектрограми слабких, але великих частин галактик, диска і спіральних гілок поки не вдається.) У моделі повинна бути підібрана така суміш зірок різних спектрів і світимостей, щоб вона при взятих пропорціях їх числа давала спектр, подібний до спостережуваного. Виходить, що ці області галактик повинні містити більше червоних карликів, ніж зірки поблизу Сонця. Ці моделі поки ще не цілком досконалі. Тому, навіть якщо числові дані теорії щодо різних стадій еволюції різних зірок вірні, розрахунки еволюції сумарного зоряного складу галактик ще не можна апробувати з упевненістю. В. А. Амбарцумян, зіставляючи видиму нестійкість дрібних груп і скупчень галактик з існуванням активності ядер, прийшов до думки про ймовірність ранньої фрагментації дозоряної речовини, перетворення його в системи зірок, що розлітаються в асоціаціях і галактик у групах. Таку дисперсію речовини замість її конденсації він вважає те, що відбувається і в сучасну епоху.

Найбільш поширена ідея конденсації дифузної речовини у зірки, що сходить до гіпотези Гершеля. За останні роки ця гіпотеза розвинулася в теорію зіркоутворення під час руху в газі ударної хвилі стиснення. Зіркоутворення в нашу епоху пов'язується з наявністю молодих гарячих зірок у галузі руху та стиснення холодних газів із пилом. Але системи самих галактик відносяться до дуже давньої доби еволюції Метагалактики, і всі групи галактик та їх супутники вважаються виникли лише давним-давно.

На противагу цьому вивчення взаємодії галактик призвело автора даного огляду до переконання, що іноді на периферії плоских галактик, зокрема на кінці спіральної гілки, виникають згущення маси та свічення, які відокремлюються дещо від спіральної гілки та з частини спіральної галактики перетворюються тим самим на її супутника. . Маси їх варіюють від маси невеликої області НІ до маси, порівнянної з масою галактики-батьки, як, наприклад, у загальновідомій системі М51. Припливна теорія готова приписати припливам від супутника, що вже існував, саме виникнення спіральних гілок, але більшість подібних супутників настільки малі по масі, що не в змозі створити необхідних потужних приливних сил. Очевидно, фрагментація відбувається і в гніздах і в ланцюжках галактик, які повинні бути нестійкі вже з-е. своєюформи. У досліджених до 1980 р. випадках внутрішні швидкості компонент виявилися напрочуд малими.

СПИСОК ЛІТЕРАТУРИ

2. Воронцов-Вельяминов Би. А., 1978 - Позагалактична астрономія,

2-гевид.- М.: Наука.

3. Походження та еволюція галактик та зірок / За ред. С.Б. Пікельнера. - М.: Наука, 1976.

4. Проблеми сучасної космогонії / За ред. В. А. Аябарцумяна.-М.: Наука, 1969.

5. Бербідж Дж., Бербідж М., 1969 - Квазар. - М.: Світ.

6. Будова зіркових систем/Под ред. П. Н. Холоїова.-М.: ІЛ, 1962.

7. Зельдович Л. Б., Новіков І. Д., 1967 - Релятивістська астрофізика. - М.: Наука.

8. Зірки та зіркові системи. / Под. ред. Д.Я. Мартинова.-М.: 1981 р.

9. Волинський Б.А., Астрономія.-М.: 1971

Світність зірок обчислюється за їх абсолютною зірковою величиною М, яка пов'язана з видимою зірковою величиною m співвідношеннями

M = m + 5 + 51gπ (116)

M = m + 5 - 51gr, (117)

де π - річний паралакс зірки, виражений у секундах дуги (") і r - відстань зірки в парсеках (пс). Знайдена за формулами (116) і (117) абсолютна зоряна величина Μ належить до того ж виду, що і видима зіркова величина m, тобто може бути візуальною Μ v , фотографічної M pg , фотоелектричної (M v , M або M v) і т. д. Зокрема, абсолютна болометрична зіркова величина, що характеризує повне випромінювання,

M b = M v + b (118)

і може бути також обчислена за видимою болометричною зірковою величиною

m b = m v + b, (119)

де b - Болометрична поправка, яка залежить від спектрального класу і класу світності зірки.

Світність L зірок виявляється у світності Сонця, прийнятої за одиницю (L = 1), і тоді

lg L = 0,4 (M - M), (120)

де M – абсолютна зоряна величина Сонця: візуальна M v = +4 m,79; фотографічна M pg – = +5m,36; фотоелектрична жовта Μ ν = +4 м 77; фотоелектрична синя M B ​​= 5 m, 40; болометрична M b = +4 m,73. Ці зоряні величини необхідно використовувати під час вирішення завдань даного розділу.

Обчислена за формулою (120) світність зірки відповідає виду абсолютних зоряних величин зірки та Сонця.

Закон Стефана-Больцмана

застосовується для визначення ефективної температури Т е тільки тих зірок, у яких відомі кутові діаметри. Якщо Е-кількість енергії, що падає від зірки або Сонця за нормаллю на майданчик в 1 см 2 межі земної атмосфери за 1c, то при кутовому діаметрі Δ, вираженому в секундах дуги ("), температура

(121)

де σ= 1,354·10 -12 кал/(см 2 ·с·град 4) = 5,70·10 -5 ерг/(см2·с·град 4) і вибирається в залежності від одиниць вимірювання кількості енергії E, яка знаходиться з формули (111) за різницею болометричних зоряних величин зірки та Сонця шляхом порівняння з сонячною постійною Е ~ 2 кал/(см2·хв).

Колірна температура Сонця та зірок, у спектрах яких відомий розподіл енергії, може бути знайдена за законом Вина

Τ = K/λ m (122)

де m - довжина хвилі, що відповідає максимуму енергії, а К - постійна, що залежить від одиниць вимірювання λ. При вимірі λ см К=0,2898 см·град, а при вимірюванні λ в ангстремах (Å) K=2898· 10 4 Å·град.

З достатнім ступенем точності колірна температура зірок обчислюється за їх показниками кольору С і (B-V)

(123)

(124)

Маси Μ зірок зазвичай виражаються в масах Сонця (Μ = 1) і надійно визначаються тільки для фізичних подвійних зірок (з відомим паралаксом π) за третім узагальненим законом Кеплера: сума мас компонентів подвійної зірки

Μ 1 + М 2 = a 3 / P 2 , (125)

де Ρ - період звернення зірки-супутника навколо головної зірки (або обох зірок навколо загального центру мас), виражений у роках, а - велика піввісь орбіти зірки-супутника в астрономічних одиницях (а. е.).

Величина а в а. е. обчислюється за кутовим значенням великої півосі а" і паралаксу π, отриманим зі спостережень у секундах дуги:

а = а"/π (126)

Якщо відомо відношення відстаней а 1 і а 2 компонентів подвійної зірки від їхнього загального центру мас, то рівність

M 1 /M 2 = а 2 /а 1 (127)

дозволяє обчислити масу кожного компонента окремо.

Лінійні радіуси R зірок завжди виражаються в радіусах Сонця (R = 1) та для зірок з відомими кутовими діаметрами Δ (у секундах дуги)

(128)

lgΔ = 5,444 - 0,2 m b -2 lg T (129)

Лінійні радіуси зірок обчислюються також за формулами

lgR = 8,473-0,20M b -2 lgT (130)

lgR = 0,82C-0,20M v + 0,51 (131)

і lgR = 0,72(B-V) - 0,20 M v + 0,51, (132)

у яких Т – температура зірки (строго кажучи, ефективна, але якщо вона не відома, то колірна).

Так як обсяги зірок завжди виражаються в обсягах Сонця, то вони пропорційні R 3 і тому середня щільність зіркової речовини (середня щільність зірки)

(133)

де ρ-середня щільність сонячної речовини.

При ρ = 1 середня щільність зірки виходить у щільності сонячної речовини; якщо потрібно обчислити ρ в г/см3, слід прийняти ρ =1,41 г/см 3 .

Потужність випромінювання зірки чи Сонця

(134)

а щомиті втрата маси через випромінювання визначається за формулою Ейнштейна

(135)

де с = 3 · 10 10 см/с - швидкість світла, ΔΜ - виражається в грамах на секунду та ε 0 - в ергах на секунду.

приклад 1.Визначити ефективну температуру та радіус зірки Веги (а Ліри), якщо її кутовий діаметр дорівнює 0",0035, річний паралакс 0",123 та болометричний блиск - 0 m,54. Болометрична зоряна величина Сонця дорівнює -26 m ,84, а сонячна стала близька до 2 кал/(см 2 ·хв).

Дані: Вега, Δ=3",5·10 -3 , π = 0",123, m b = -0 m ,54;

Сонце, m b = - 26m, 84, E = 2 кал/(см 2 ·хв) = 1/30 кал/(см 2 ·с); постійна σ= 1,354 x 10 -12 кал/(см 2 · з град 4).

Рішення. Випромінювання зірки, аналогічне сонячній постійній, обчислюється за формулою (111):

lg E/E=0,4 (m b - m b) = 0,4 (-26 m, 84 + 0 m, 54) = -10,520 = -11 + 0,480,

звідки E/E = 3,02 · 10 -11

або Ε = 3,02 · 10 -11 · 1/30 = 1,007 · 10 -12 кал / (см2 · с).

Згідно (121), ефективна температура зірки

За формулою (128), радіус Веги

приклад 2.Знайти фізичні характеристики зірки Сіріуса (а Великого Пса) та його супутника за такими даними спостережень: видима жовта зоряна величина Сіріуса дорівнює -1 m,46, його основний показник кольору 0 m,00, a у зірки-супутника відповідно +8 m,50 та +0 m ,15; паралакс зірки дорівнює 0",375; супутник звертається навколо Сіріуса з періодом 50 років по орбіті з кутовим значенням великої півосі 7",60, причому відношення відстаней обох зірок до загального центру мас становить 2,3:1. Абсолютну зоряну величину Сонця у жовтих променях прийняти рівною +4 m,77.

Дані: Сіріус, V 1 = - 1 m, 46, (В-V) 1 = 0 m, 00;

супутник, V 2 = 8 m ,50, (B-V) 2 = 0 m ,15, P = 50 років, a "= 7", 60; а 2/а1 = 2,3:1; п=0",375.

Сонце, M v = 4 m ,77.

Рішення. Згідно з формулами (116) і (120), абсолютна зіркова величина Сіріуса

M v1 = V 1 + 5 + 5 lgп = -1 m ,46 + 5 + 5 lg 0,375 = +1 m ,41, а логарифм його світності

звідки світність L1=22.

За формулою (124) температура Сиріуса

за формулою (132)

і тоді радіус Сиріуса R 1 = 1,7, яке обсяг R 1 3 =1,7 3 = 4,91 (обсягу Сонця).

Ті самі формули дають для супутника Сіріуса: M v2 = +11 m,37; L 2 = 2,3 · 10 -3; T 2 = 9100 °; R2 = 0,022; R 2 3 = 10,6 · 10 -6.

За формулою (126), велика піввісь орбіти супутника

по (125) сума мас обох зірок

і, за (127), відношення мас

звідки при сумісному розв'язанні рівнянь (125) і (127) знаходиться маса Сіріуса Μ 1 = 2,3 та маса його супутника М 2 = 1,0

Середня щільність зірок обчислюється за формулою (133): у Сіріуса

а у його супутника

За знайденими характеристиками – радіусом, світністю та щільністю – видно, що Сіріус належить до зірок головної послідовності, а його супутник є білим карликом.

Завдання 284.Обчислити візуальну світність зірок, візуальний блиск та річний паралакс яких вказані у дужках: α Орла (0m,89 та 0”,198), α Малої Ведмедиці (2m, 14 та 0”,005) та ε Індіанця (4m,73 та 0 ",285).

Завдання 285.Знайти фотографічну світність зірок, для яких візуальний блиск, звичайний показник кольору та відстань від Сонця вказані в дужках: Близнюків (lm,21, +1m,25 та 10,75 пс); η Лева (3m,58, +0m,00 та 500 пс); зірка Каптейна (8m,85, + 1m,30 та 3,98 пс). Зоряна величина Сонця зазначена у задачі 275.

Завдання 286.У скільки разів візуальна світність зірок попереднього завдання перевищує їхню фотографічну світність?

Завдання 287.Візуальний блиск Капели (а Возничого) дорівнює 0m,21, а її супутника 10m,0. Показники кольору цих зірок рівні відповідно +0m,82 та +1m,63. Визначити, у скільки разів візуальна та фотографічна світність Капели більша за відповідну світність її супутника.

Завдання 288.Абсолютна візуальна зіркова величина зірки Великого Пса дорівнює-2m,28. Знайти візуальну та фотографічну світність двох зірок, одна з яких (з показником кольору +0m,29) у 120 разів абсолютно яскравіша, а інша (з показником кольору +0m,90) у 120 разів абсолютно слабкіша за зірку Великого Пса.

Завдання 289.Якби Сонце, Рігель (β Оріона), Толіман (а Центавра) та його супутник Проксима (Найближча) перебували на однаковій відстані від Землі, то скільки світла в порівнянні з сонячним отримувала б вона від цих зірок? Візуальний блиск Ригеля 0m,34, його паралакс 0",003, ті ж величини у Толімана 0m, 12 і 0",751, а у Проксіми 10m,68 і 0",762. Зоряна величина Сонця вказана в задачі 275.

Завдання 290.Знайти відстані від Сонця і паралакси трьох зірок Великої Ведмедиці по їхньому блиску в жовтих променях і абсолютної зоряної величини в синіх променях:

1) а, V = 1m,79, (В-V) = + lm,07 та Mв = +0m,32;

2) δ, V = 3m,31, (Β-V) = +0m,08 та Mв = + 1m,97;

3) η, V = 1m,86, (В-V) = -0m,19 та Мв = - 5m,32.

Завдання 291.На якій відстані від Сонця знаходиться зірка Спіка (а Діви) і до чого дорівнює її паралакс, якщо її світність у жовтих променях дорівнює 720, основний показник кольору дорівнює -0m,23, а блиск у синіх променях 0m,74?

Завдання 292.Абсолютна синя (у В-променях) зоряна величина зірки Капели (а Возничого) +0m,20, a зірки Проціону (а Малого Пса) + 3m,09. У скільки разів ці зірки в синіх променях абсолютно яскравіші або слабші за зірку Регула (а Лева), абсолютна жовта (у V променях) зіркова величина якої дорівнює -0m,69, а основний показник кольору -0m,11?

Завдання 293.Як виглядає Сонце з відстані зірки Толімана (а Центавра), паралакс якої 0”, 751?

Завдання 294.Який візуальний та фотографічний блиск Сонця з відстаней зірок Регула (а Лева), Антареса (а Скорпіона) та Бетельгейзе (а Оріона), паралакси яких відповідно дорівнюють 0”,039, 0”,019 та 0”,005?

Завдання 295.На скільки болометричні поправки відрізняються від основних показників кольору при болометричній світності зірки, що перевищує в 20, 10 і 2 рази її жовту світність, яка, у свою чергу, більша за синю світність зірки відповідно в 5, 2 і 0,8 рази?

Завдання 296.Максимум енергії у спектрі Спіки (а Діви) припадає на електромагнітну хвилю довжиною 1450 Å, у спектрі Капели (а Возничого) -на 4830 Å і в спектрі Поллукса (β Близнюків)-на 6580 Å. Визначити колірну температуру цих зірок.

Завдання 297.Сонячна постійна періодично коливається в межах від 1,93 до 2,00 кал/(cм 2 ·хв) На скільки при цьому змінюється ефективна температура Сонця, видимий діаметр якого близький до 32"? см 2 В·град 4).

Завдання 298.За результатом попередньої задачі знайти наближене значення довжини хвилі, що відповідає максимуму енергії у сонячному спектрі.

Завдання 299.Визначити ефективну температуру зірок за виміряними їх кутовими діаметрами і випромінювання, що доходить від них до Землі, зазначеним у дужках:

α Лева (0", 0014 і 3,23 · 10 -11 кал / (см 2 · хв));

α Орла (0", 0030 і 2,13 · 10 -11 кал/(см 2 · хв));

α Оріону (0", 046 і 7,70 · 10 -11 кал / (см 2 · хв)).

Завдання 300.Видима болометрична зіркова величина зірки α Ерідана дорівнює -1m,00 і кутовий діаметр 0",0019, у зірки α Журавля аналогічні параметри +1m,00 і 0",0010, а у зірки α Тельця +0m,06 і ​​0",0180 .Обчислити температуру цих зірок, прийнявши видиму болометричну зоряну величину Сонця рівною -26m,84 і сонячну постійну близькою до 2 кал/(см2 хв).

Завдання 301.Визначити температуру зірок, візуальний і фотографічний блиск яких вказаний у дужках: Оріона (1m,70 і 1m,41); ε Геркулеса (3m,92 та 3m,92); α Персея (1m,90 та 2m,46); β Андромеди (2m,37 та 3m,94).

Завдання 302.Обчислити температуру зірок за фотоелектричною жовтою та синьою зірковими величинами, вказаними у дужках: ε Великого Пса (1m,50 та 1m,29); β Оріона (0m,13 та 0m,10); α Кіля (-0m,75 та - 0m,60); α Водолія (2m,87 і 3m,71); α Волопаса (-0m,05 та 1m,18); α Кита (2m,53 та 4m,17).

Завдання 303.За результатами двох попередніх завдань знайти довжину хвилі, що відповідає максимуму енергії у спектрах тих самих зірок.

Завдання 304.У зірки Біги (а Ліри) паралакс 0",123 та кутовий діаметр 0",0035, у Альтаїра (а Орла) аналогічні параметри 0",198 і 0",0030, у Ригеля (β Оріона) - 0",003 і 0",0027 та у Альдебарана (а Тельця) - 0",048 та 0",0200. Знайти радіуси та обсяги цих зірок.

Завдання 305.Блиск Денеба (а Лебедя) у синіх променях 1m,34, його основний показник кольору +0m,09 та паралакс 0",004; ті ж параметри у зірки ε Близнюків дорівнюють 4m,38, +1m,40 і 0",009, а у зірки γ Ерідана 4m,54, + 1m,60 і 0",003. Знайти радіуси та обсяги цих зірок.

Завдання 306.Порівняти діаметри зірки δ Змієносця і зірки Барнарда, температура яких однакова, якщо перша зірка видима болометрическая зіркова величина дорівнює 1m,03 і паралакс 0",029, а в другої ті ж параметри 8m,1 і 0",545.

Завдання 307.Обчислити лінійні радіуси зірок, температура і абсолютна болометрична зоряна величина яких відомі: у α Кита 3200° і -6m,75, у β Лева 9100° і +1m,18, а ε Індіанця 4000° і +6m,42.

Завдання 308.Чому рівні кутові та лінійні діаметри зірок, видима болометрична зоряна величина, температура і паралакс яких вказані в дужках: ? ° і 0 ",008) та β Дракона (+ 2m,36, 5200 ° і 0",009)?

Завдання 309.Якщо у двох зірок приблизно однакової температури радіуси різняться в 20, 100 і 500 разів, то скільки разів відрізняється їх болометрична світність?

Завдання 310.У скільки разів радіус зірки ? а абсолютна болометрична зоряна величина Сонця дорівнює +4m,73?

Завдання 311.Обчислити болометрическую поправку для зірок спектрального підкласу G2V, якого належить Сонце, якщо кутовий діаметр Сонця 32", його видима візуальна зіркова величина дорівнює -26m,78 і ефективна температура 5800°.

Завдання 312.Знайти наближене значення болометрической поправки для зірок спектрального підкласу В0Iа, якого належить зірка ε Оріона, якщо її кутовий діаметр 0",0007, видима. візуальна зіркова величина 1m,75 і максимум енергії у її спектрі посідає довжину хвилі 1094 Å.

Завдання 313.Обчислити радіус і середню щільність зірок, зазначених у задачі 285, якщо маса зірки Близнюків приблизно 3,7, маса Лева близька до 4,0, а маса зірки Каптейна 0,5.

Завдання 314.Візуальний блиск Полярної зірки 2m,14, її звичайний показник кольору +0m,57, паралакс 0",005 маса дорівнює 10. Ті ж параметри у зірки Фомальгаута (а Південної Риби) 1m,29, +0m,11, 0", 144 та 2,5, а у зірки ван-Маанена 12m,3, + 0m,50, 0”,236 та 1,1. Визначити світність, радіус та середню щільність кожної зірки та вказати її положення на діаграмі Герцшпрунга – Рессела.

Завдання 315.Знайти суму мас компонентів подвійної зірки ε Гідри, паралакс якої 0",010, період звернення супутника 15 років та кутові розміри великої півосі його орбіти 0",21.

Завдання 316.Знайти суму мас компонентів подвійної зірки α Великої Ведмедиці, паралакс якої 0",031, період звернення супутника 44,7 року та кутові розміри великої півосі його орбіти 0",63.

Завдання 317.Обчислити маси компонентів подвійних зірок за такими даними:

Завдання 318.Для головних зірок попередньої задачі обчислити радіус, об'єм та середню густину. Видима жовта зоряна величина та основний показник кольору цих зірок: α Візника 0m,08 та +0m,80, α Близнюків 2m,00 та +0m,04 та ξ Великої Ведмедиці 3m,79 та +0m,59.

Завдання 319.Для Сонця та зірок, зазначених у задачі 299, знайти потужність випромінювання та втрату маси за секунду, добу та рік. Паралакси цих зірок наступні: α Лева 0",039, α Орла 0",198 та α Оріона 0",005.

Завдання 320.За результатами попередньої задачі обчислити тривалість спостерігається інтенсивності випромінювання Сонця і тих же зірок, вважаючи її можливою до втрати половини своєї сучасної маси, яка (у масах Сонця) у α Льва дорівнює 5,0, α Орла 2,0 і α Оріона 15 Масу Сонця прийняти рівною 2 · 10 33 р.

Завдання 321.Визначити фізичні характеристики компонентів подвійної зірки Процйоіа (а Малого Пса) та вказати їхнє положення на діаграмі Герцшпрунга-Рессела, якщо зі спостережень відомі: візуальний блиск Проціону 0m,48, його звичайний показник кольору +0m,40, видима болометрична зоряна величина 0 , кутовий діаметр 0",0057 та паралакс 0",288; візуальний блиск супутника Проциона 10m,81, його звичайний показник кольору +0m,26, період звернення навколо головної зірки - 40,6 року по орбіті з видимою великою піввіссю 4",55; відношення відстаней обох зірок від загального центру мас дорівнює 19: 7.

Завдання 322.Розв'язати попереднє завдання для подвійної зірки Центавра. У головної зірки фотоелектрична жовта зоряна величина дорівнює 0m,33, основний показник кольору +0m,63, видима зірка болота 0m,28; у супутника аналогічні величини суть 1m,70, + 1m,00 та 1m,12, період звернення 80,1 року на видимій середній відстані 17",6; паралакс зірки 0",751 і відношення відстаней компонентів від їхнього загального центру мас дорівнює 10 :9.

Відповіді - Фізична природа Сонця та зірок

Кратні та змінні зірки

Блиск Ε кратної зірки дорівнює сумі блиску Ε i всіх її компонентів

E = E 1 + E 2 + E 3 + ... = ΣE ί , (136)

і тому її видима т і абсолютна зіркова величина завжди менше відповідної зіркової величини m i і M i будь-якого компонента. Поклавши у формулі Погсона (111)

lg (E/E 0) = 0,4 (m 0 -m)

Е 0 = 1 та m 0 = 0, отримаємо:

lg E = – 0,4 m. (137)

Визначивши за формулою (137) блиск E i кожного компонента, знаходять за формулою (136) сумарний блиск кратної зірки і знову за формулою (137) обчислюють m = -2,5 lg E.

Якщо задані відносини блиску компонентів

E 1 /E 2 = k,

E 3 /E 1 = n

і т. д, то блиск всіх компонентів виражають через блиск одного з них, наприклад, E 2 = E 1 /k, Ε 3 = n Ε 1 і т. д., і потім за формулою (136) знаходять Е.

Середня орбітальна швидкість ν компонентів затемненої змінної зірки може бути знайдена за періодичним найбільшим зміщенням Δλ ліній (з довжиною хвилі λ) від їхнього середнього положення в її спектрі, тому що в даному випадку можна прийняти

v = v r = c (Δλ/λ) (138)

де v r - променева швидкість і з = 3 · 10 5 км/с - швидкість світла.

За знайденими значеннями v компонентів та періоду змінності Ρ зірки обчислюють великі півосі a 1 і a 2 їх абсолютних орбіт:

a 1 = (v 1/2п) P і а 2 = (v 2 / 2п) P (139)

потім - велику піввісь відносної орбіти

а = а 1 + а 2 (140)

і, нарешті, за формулами (125) та (127)-маси компонентів.

Формула (138) дозволяє також обчислити швидкість розширення газових оболонок, скинутих новими та надновими зірками.

приклад 1.Обчислити видиму візуальну зіркову величину компонентів потрійної зірки, якщо її візуальний блиск дорівнює 3 m 70 другий компонент яскравіше третього в 28 рази, а перший яскравіше третього на 3 m 32.

Дані: m = 3 m,70; E 2 /E 3 = 2,8; m 1 = m 3 -3 m,32.

Рішення. За формулою (137) знаходимо

lgE = - 0,4 m = - 0,4 · 3 m, 70 = - 1,480 = 2,520

Щоб скористатися формулою (136), необхідно знайти відношення E1/E3; (111),

lg (E 1 /E 3) = 0,4 (m 3 -m 1) = 0,4 · 3 m,32 = 1,328

звідки E 1 = 21,3 E 3

Згідно (136),

E = E 1 + E 2 + E з = 21,3 E 3 + 2,8 E 3 + E 3 = 25,1 E 3

E 3 = E / 25,1 = 0,03311 / 25,1 = 0,001319 = 0,00132

E 2 = 2,8 E 3 = 2,8 · 0,001319 = 0,003693 = 0,00369

і E 1 = 21,3 E 3 = 21,3 · 0,001319 = 0,028094 = 0,02809.

За формулою (137)

m 1 = - 2,5 lg E 1 = - 2,5 lg 0,02809 = - 2,5 · 2,449 = 3 m ,88,

m 2 = - 2,5 lg E 2 = - 2,5 lg 0,00369 = - 2,5 · 3,567 = 6 m ,08,

m 3 = -2,5 lg E 3 = - 2,5 · lg 0,00132 = - 2,5 · 3,121 = 7 m,20.

приклад 2.У спектрі затемненої змінної зірки, блиск якої змінюється за 3,953 діб, лінії щодо їх середнього положення періодично зміщуються в протилежні сторони до значень 1,9 10 -4 і 2,9 10 -4 від нормальної довжини хвилі. Обчислити масу компонентів цієї зірки.

Дані: (Δλ/λ) 1 = 1,9 · 10 -4; (Δλ/λ) 2 = 2,9 · 10 -4; Ρ = 3 д,953.

Рішення. За формулою (138) середня орбітальна швидкість першого компонента

v 1 = v r1 = c (Δλ/λ) 1 = 3 · 10 5 · 1,9 · 10 -4; v 1 = 57 км/с,

Орбітальна швидкість другого компонента

v 2 = v r2 = с (Δλ/λ) 2 = 3 · 10 5 · 2,9 · 10 -4;

v 2 = 87 км/с.

Щоб обчислити значення великих півосей орбіт компонентів, необхідно період обігу Р, що дорівнює періоду змінності, виразити в секундах. Так як 1 д = 86 400 с, то Ρ = 3,953 · 86400 c. Тоді, згідно (139), у першого компонента велика піввісь орбіти

a 1 = 3,10 · 10 6 км,

а у другого а 2 = (v 2 / 2п) P = (v 2 / v 1) a 1 = (87/57) · 3,10 · 10 6;

a 2 = 4,73 · 10 6 км,

і, за (140), велика піввісь відносної орбіти

a = a 1 + a 2 = 7,83 · 10 6; а = 7,83 · 10 6 км.

Для обчислення суми мас компонентів за формулою (125) слід виразити a а. е. (1 а. е. = 149,6 · 10 6 км) і Р - в роках (1 рік = 365 д,3).

або М1 + М2 = 1,22 ~ 1,2.

Відношення мас, за формулою (127),

і тоді Μ 1 ~ 0,7 та М 2 ~ 0,5 (у масах Сонця).

Завдання 323.Визначити візуальний блиск подвійної зірки Риб, блиск компонентів якої 4m,3 і 5m,2.

Завдання 324.Обчислити блиск чотириразової зірки ε Ліри за блиском її компонентів, що дорівнює 5m,12; 6m,03; 5m,11 та 5m,38.

Завдання 325.Візуальний блиск подвійної зірки Овна 4m,02, а різниця зоряних величин її компонентів становить 0m,08. Знайти видиму зіркову величину кожного компонента цієї зірки.

Завдання 326.Який блиск потрійної зірки, якщо перший її компонент яскравіший за другий у 3,6 раза, третій - слабший за другий у 4,2 раза і має блиск 4m,36?

Завдання 327.Знайти видиму зіркову величину подвійної зірки, якщо один із компонентів має блиск 3m,46, а другий на 1m,68 яскравіший за перший компонент.

Завдання 328.Обчислити зіркову величину компонентів потрійної зірки β Єдинорога з візуальним блиском 4m,07, якщо другий компонент слабший за перший в 1,64 рази і яскравіший за третій на 1m,57.

Завдання 329.Знайти візуальну світність компонентів та загальну світність подвійної зірки α Близнюків, якщо її компоненти мають візуальний блиск 1m,99 та 2m,85, а паралакс дорівнює 0”,072.

Завдання 330.Обчислити візуальну світність другого компонента подвійної зірки Діви, якщо візуальний блиск цієї зірки дорівнює 2m,91, блиск першого компонента 3m,62, а паралакс 0",101.

Завдання 331.Визначити візуальну світність компонентів подвійної зірки Міцара (ζ Великої Ведмедиці), якщо її блиск дорівнює 2m,17, паралакс 0",037, а перший компонент яскравіший за другий у 4,37 рази.

Завдання 332.Знайти фотографічну світність подвійної зірки Касіопеї, візуальний блиск компонентів якої 3m,50 і 7m,19, їх звичайні показники кольору +0m,571 і +0m,63, а відстань 5,49 пс.

Завдання 333.Обчислити маси компонентів затемнених змінних зірок за такими даними:

Зірка	Променева швидкість компонентів	Період змінності
β Персея U Змієносця WW Візника U Цефея	44 км/сек та 220 км/сек 180 км/сек та 205 км/сек 117 км/сек та 122 км/сек 120 км/сек та 200 км/сек	2 д,867 1 д,677 2 д,525 2 д,493

Завдання 334.У скільки разів змінюється візуальний блиск змінних зірок ? Персея і ? Лебедя, якщо у першої зірки він коливається в межах від 2m,2 до 3m,5, а у другої-від 3m,3 до 14m,2?

Завдання 335.У скільки разів змінюється візуальна та болометрична світність змінних зірок α Оріона та α Скорпіона, якщо у першої зірки візуальний блиск коливається від 0m,4 до 1m,3 та Відповідна йому болометрична поправка від -3m,1 до -3m,4, а у другої зірки - блиск від 0m,9 до 1m,8 та болометрична поправка від -2m,8 до -3m,0?

Завдання 336.У яких межах і скільки разів змінюються лінійні радіуси змінних зірок α Оріона і α Скорпіона, якщо перша зірка паралакс дорівнює 0",005 і кутовий радіус змінюється від 0",034 (в максимумі блиску) до 0",047 (у мінімумі блиску), а у другої - паралакс 0",019 і кутовий радіус -від 0",028 до 0",040?

Завдання 337.За даними завдань 335 і 336 обчислити температуру Бетельгейзе та Антареса в максимумі їхнього блиску, якщо в мінімумі температура першої зірки дорівнює 3200К, а другий - 3300К.

Завдання 338.У скільки разів і з яким добовим градієнтом змінюється світність у жовтих та синіх променях змінних зірок-цефеїд α Малої Ведмедиці, ζ Близнюків, η Орла, ΤΥ Щита та UZ Щита, відомості про змінність яких наступні:

Завдання 339.За даними попереднього завдання знайти амплітуди зміни блиску (у жовтих та синіх променях) та основних показників кольору зірок, побудувати графіки залежності амплітуд від періоду змінності та сформулювати висновок про виявлену за графіками закономірність.

Завдання 340.У мінімумі блиску візуальна зіркова величина зірки Цефея 4m,3, а зірки R Трикутника 12m,6. Який блиск цих зірок у максимумі світності, якщо вона у них зростає відповідно у 2,1 та 760 разів?

Завдання 341.Блиск Нової Орла 1918 р. змінився за 2,5 діб з 10m,5 до 1m,1. У скільки разів він збільшився та як у середньому змінювався протягом півдоби?

Завдання 342.Блиск Нової Лебедя, виявленої 29 серпня 1975 р., до спалаху був близький до 21m, а максимум збільшився до 1m,9. Якщо вважати, що в середньому абсолютна зоряна величина нових зірок у максимумі блиску буває близько -8m, то яку світність мала ця зірка до спалаху і в максимумі блиску і на якій відстані від Сонця зірка знаходиться?

Завдання 343.Емісійні водневі лінії Н5 (4861 А), і Н1 (4340 А) у спектрі Нової Орла 1918 були зміщені до фіолетового кінця відповідно на 39,8 Å і 35,6 Å, а в спектрі Нової Лебедя 1975 - на 40 ,5 Å і 36,2 Å. З якою швидкістю розширювалися газові оболонки, скинуті цими зірками?

Завдання 344.Кутові розміри галактики М81 у сузір'ї Великої Ведмедиці рівні 35"Х14", а галактики М51 у сузір'ї Гончих Псів-14"Х10", Найбільший блиск наднових зірок, що спалахнули в різний час у цих галактиках, дорівнював відповідно 12m,1 Прийнявши в середньому абсолютну зоряну величину наднових зірок у максимумі блиску близькою до -15m,0, обчислити відстані до цих галактик та їх лінійні розміри.

Відповіді - Кратні та змінні зірки

Урок 24

Тема уроку з астрономії: Фізична природа зірок

Хід уроку астрономії:

I. Новий матеріал

Розподіл кольорів у спектрі = К О Ж З Г С Ф = запам'ятати можна наприклад за текстом: Як одного разу Жак Звонар міський зламав ліхтар.

Ісаак Ньютон (1643-1727)в 1665 р розклав світло спектр і пояснив його природу.

Вільям Волластонв 1802 р. спостерігав темні лінії в сонячному спектрі, а в 1814 р. їх незалежно виявив і докладно описав Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Німеччина) (вони називаються лініями Фраунгофера) 754 лінії в сонячному спектрі. У 1814 р він створив прилад спостереження спектрів - спектроскоп.

У 1959 р. Р. КІРХГОФ, працюючи разом з Р. БУНЗЕН з 1854 р., відкрили спектральний аналіз, назвавши спектр безперервним і сформулювали закони спектрального аналізу, що послужило основою виникнення астрофізики:

• 1. Нагріте тверде тіло дає безперервний спектр.
• 2. Розпечений газ дає емісійний діапазон.
• 3. Газ, поміщений перед гарячим джерелом, дає темні лінії поглинання.

У. ХЕГГІНСпершим застосувавши спектрограф розпочав спектроскопію зірок. У 1863 р. показав, що спектри Сонця і зірок мають багато спільного і що їх спостережуване випромінювання випускається гарячою речовиною і проходить через шари більш холодних поглинаючих газів.

Спектри зірок – це їхній паспорт з описом усіх зіркових закономірностей. За спектром зірки можна дізнатися про її світність, відстань до зірки, температуру, розмір, хімічний склад її атмосфери, швидкість обертання навколо осі, особливості руху навколо загального центру тяжіння.

2. Колір зірок

КОЛІР- властивість світла викликати певне зорове відчуття відповідно до спектрального складу випромінювання, що відображається або випромінювання, що випускається. Світло різних довжин хвиль збуджує різні колірні відчуття:

від 380 до 470 нм мають фіолетовий та синій колір,

від 470 до 500 нм - синьо-зелений,

від 500 до 560 нм – зелений,

від 560 до 590 нм - жовто-жовтогарячий,

від 590 до 760 нм – червоний.

Проте колір складного випромінювання однозначно не визначається його спектральним складом.

Око чутливе до довжини хвилі, що несе максимальну енергію?мах = b / T (закон Вина, 1896г).

На початку 20-го століття (1903-1907рр) Ейнар Герцшпрунг (1873-1967, Данія) першим визначає кольори сотень яскравих зірок.

3. Температура зірок

Безпосередньо пов'язана з кольором та спектральною класифікацією. Перше вимір температури зірок проведено 1909 р. німецьким астрономом Ю. Шейнер. Температура визначається за спектрами за допомогою закону Вина [? max.Т=b, де b=0,2897*107A.К - стала Вина]. Температура видимої поверхні більшості зірок становить від 2500 До 50000 К. Хоча наприклад нещодавно відкрита зірка HD 93129A у сузір'ї Корми має температуру поверхні 220000 К! Найхолодніші – Гранатова зірка (m Цефея) та Миру (o Кита) мають температуру 2300К, а e Возника А – 1600 К.

4. Спектральна класифікація

У 1862 р. Анжело Секкі (1818-1878, Італія) дає першу спектральну класичну зірок за кольором, вказавши 4 типи: Білі, Жовті, Червоні, Дуже червоні

Гарвардська спектральна класифікація вперше була представлена ​​в Каталозі зоряних спектрів Генрі Дрэпера (1884), підготовленого під керівництвом Е. Пікерінга. Літерне позначення спектрів від гарячих до холодних зірок виглядає так: O B A F G K M. Між кожними двома класами введені підкласи, позначені цифрами від 0 до 9. До 1924 класифікація остаточно була встановлена ​​Енною Кеннон.

Порядок спектрів можна запам'ятати за термінологією: = Один голений англієць фініки жував як морква

Сонце – G2V (V – це класифікація світності - тобто. послідовності). Цю цифру додано з 1953 року. | Таблиця 13 - там вказані спектри зірок |.

5. Хімічний склад зірок

Визначається за спектром (інтенсивності фраунгоферових ліній у спектрі). Різноманітність спектрів зірок пояснюється насамперед їх різною температурою, крім того, вид спектру залежить від тиску і щільності фотосфери, наявністю магнітного поля, особливостями хімічного складу. Зірки складаються в основному з водню та гелію (95-98% маси) та інших іонізованих атомів, а у холодних в атмосфері присутні нейтральні атоми і навіть молекули.

6. Світність зірок

7. Розміри зірок – існує кілька способів їх визначення:

• 1) Безпосередній вимір кутового діаметра зірки (для яскравих?2,5m, близьких зірок, >50 виміряно) з допомогою інтерферометра Майкельсона. Вперше виміряно кутовий діаметр? Оріона - Бетельгейзе 3 грудня 1920 = Альберт Майкельсон і Франсіс Піз.
• 2) Через світність зірки L=4?R2?T4порівняно з Сонцем.
• 3) За спостереженнями затемнення зірки Місяцем визначають кутовий розмір, знаючи відстань до зірки.

За своїми розмірами, зірки діляться (назва: карлики, гіганти та надгіганти ввів Генрі Рессел у 1913 р., а відкрив їх у 1905 р. Ейнар Герцшпрунг, ввівши назву "білий карлик"), введені з 1953 року на:

• Надгіганти (I)
• Яскраві гіганти (II)
• Гіганти (III)
• Субгіганти (IV)
• Карлики головної послідовності (V)
• Субкарлики (VI)
• Білі карлики (VII)

Розміри зірок коливаються дуже широких межах від 104 м до 1012 м. Гранатова зірка m Цефея має діаметр 1,6 млрд. км; червоний надгігант e Возника А має розміри в 2700R? – 5,7 млрд. км! Зірки Лейтена і Вольф-475 менші за Землю, а нейтронні зірки мають розміри 10 - 15 км.

8. Маса зірок - одне з найважливіших показників зірок, що вказує на її еволюцію, тобто. визначає життєвий шлях зірки.

Найлегші зірки з точно виміряною масою перебувають у подвійних системах. У системі Ross 614 компоненти мають маси 0,11 та 0,07 M?. У системі Wolf 424 маси компонентів становлять 0,059 та 0,051 M?. А у зірки LHS 1047 менш потужний компаньйон важить всього 0,055 M?.

Виявлено "коричневі карлики" з масами 0,04 - 0,02 M?.

Хоча маси зірок мають менший розкид, ніж розміри, але густини їх сильно різняться. Чим більший розмір зірки, тим менша щільність. Найменша щільність у надгігантів: Антарес (? Скорпіона)? = 6,4 * 10-5кг / м3, Бетельгейзе (? Оріона)? = 3,9 * 10-5кг / м3. Дуже великі щільності мають білі карлики: Сіріус В? = 1,78 * 108кг / м3. Але ще більша середня щільність нейтронних зірок. Середні щільності зірок змінюються в інтервалі від 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 – у 1020 разів!

Найзірковіші зірки.

ІІ. Закріплення матеріалу:

• 1. Завдання 1: Світність Кастора (а Близнюки) в 25 разів перевищує світність Сонця, яке температура 10400К. У скільки разів Кастор більший за Сонце?
• 2. Завдання 2: Червоний гігант у 300 разів перевершує Сонце за розміром та у 30 разів за масою. Якою є його середня щільність?
• 3. Використовуючи таблицю класифікації зірок (нижче) відзначити, як змінюються зі збільшенням розміру зірки її параметри: маса, щільність, світність, час життя, кількість зірок у Галактиці

Домашнє завдання з астрономії:§24, питання стор. 139. Стор. 152 (п. 7-12), складання презентації за однією з характеристик зірок.