РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД

видео
3. Ответить на вопросы тестирования
https://forms.gle/aDjb4L5KfVkq36Gz9

мира звезд есть немало таких, которые значительно отличаются от него

по физическим характеристикам.

Веста

Паллада

космический объект, в котором в значительных масштабах происходили, происходят или

будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Веста

Паллада

Красный шар в центре снимка - звезда V838 Mon, окруженная множеством пылевых облаков.

это время, поскольку в его недрах все еще происходят термоядерные

реакции, в результате которых из четырех протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов).

Веста

Паллада

Более массивные звезды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет).

с образованием устойчивого изотопа углерод-12 и другие реакции, продуктами которых

являются кислород и тяжелые элементы (натрий, сера, магний и т. д.).
У наиболее массивных звезд прекращение всех возможных термоядерных реакций сопровождается мощным взрывом, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды.

Веста

Паллада

живого на ней, образовались в результате термоядерных реакций, происходивших в

звездах.
Именно термоядерные реакции являются характерной отличительной особенностью звезд от планет.
Планета – это космический объект, в котором за все время его существования не происходят никакие реакции термоядерного синтеза.

Веста

Паллада

еще в глубокой древности.
Еще Аристотель понимал, что если Земля

движется, то, наблюдая положение кой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится.

Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до нее:
чем смещение больше, тем ближе к нам расположена звезда.

не удалось обнаружить это смещение.
Только в конце первой половины

XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звезд.

Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду

Русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793–1864) провел эти измерения для

ярчайшей звезды Северного полушария Веги (α Лиры).

Василий Яковлевич Струве

одной из которых была α Центавра.
Эта звезда, которая с

территории России не видна, оказалась ближайшей к нам.
Даже у нее годичный параллакс составил всего 0,75".
Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м.

1".
Отсюда и название этой единицы: пар – от слова

«параллакс», сек – от слова «секунда».
Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса.
Например, поскольку параллакс α Центавра равен 0,75", расстояние до неё равно 1,3 парсека.
Световой год – это такое расстояние, которое свет, распространяясь со скоростью 300 000 км/с, проходит за год.

От ближайшей звезды свет идет до Земли свыше четырех лет, тогда как от Солнца около восьми минут, а от Луны немногим более одной секунды.
1 пк (парсек) = 3,26 светового года = 206 265 а.е. = 3•1013 км.

параллаксы более 118 тыс. звезд с точностью 0,001".
Измерением годичного параллакса

можно надежно определить расстояния до звезд, удаленных от нас на 1000 пк, или 3000 св. лет.
Расстояние до более далеких звезд определяется другими методами.

Спутник «Hipparcos»

470 ∻ 500 нм – сине-зеленый;
λ = 500 ∻ 560

нм – зеленый;
λ = 560 ∻ 590 нм – желто-оранжевый
λ = 590 ∻ 760 нм –красный.

Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф
Запомнить, например: Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь.

В 1859г Г.Р.Кирхгоф (1824-1887, Германия) и Р.В.Бунзен (1811-1899, Германия) открыли спектральный анализ: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. У звезд на фоне сплошных спектров наблюдаются темные (фраунгоферовы) линии – это спектры поглощения.

В 1665г Исаак Ньютон (1643-1727) получил спектры солнечного излучения и объяснил их природу, показав, что цвет есть собственное свойство света.

В 1814г Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) обнаружил, обозначил и к 1817г подробно описал 754 линии в солнечном спектре (названы его именем), создав в 1814г прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.

Спектроскоп Кирхгофа-Бунзена

звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние

до звезды, температуру,

Изучение звездных спектров – это фундамент современной астрофизики.

Спектрограмма рассеянного скопления «Гиады».

Уильям ХЕГГИНС (1824-1910, Англия) астроном, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Комбинированный спектр излучения звезды. Сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — зависимость интенсивности от длины волны.

размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

линий), зависящего также от температуры, давления и плотности фотосферы, наличием

магнитного поля. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных звезд в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (Т от 50 000 до 10 0000С) показывает в их атмосферах линии ионизированных  водорода, гелия и ионы металлов, в классе К (50000С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (38000С) - молекулы оксидов.

Химический состав звезды отражает влияние факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи из которой возникла звезда.

Остатки сверхновой NGC 6995 - это горячий светящийся газ, образовавшийся после взрыва звезды 20-30 тысяч лет назад. Подобные взрывы активно обогащали пространство тяжелыми элементами из которых впоследствии образовывались планеты и звезды следующего поколения

сотен ярких звезд.
Звезды имеют самые разные цвета.

У Арктура желто-оранжевый оттенок, Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения. Закон Планка описывает распределение энергии в спектре тела и указывает, что с ростом температуры повышается полный поток излучения, а максимум в спектре сдвигается в сторону коротких волн.

Во время наблюдений звездного неба могли заметить, что цвет (свойство света вызывать определенное зрительное ощущение) звезд различен. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. Свет разных длин волн возбуждает разные цветовые ощущения. Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию
  λмах=b/T (закон Вина, 1896г).

Подобно драгоценным камням звезды рассеянного скопления NGC 290 переливаются различными красками. Фото КТ им. Хаббла, апрель 2006г.

измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Юлиус Шейнер

(1858-1913), проведя абсолютную фотометрию 109 звезд.

Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина
λmax.Т=b, где b=0,289782.107Å.К - постоянная Вина.

Бетельгейзе (снимок телескопа им.Хаббла). В таких холодных звездах с Т=3000К преобладают излучения в красной области спектра. В спектрах таких звезд много линий металлов и молекул.

Большинство звезд имеют температуры
2500К <Т< 50000К

Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К!
Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К
e Возничего А - 1600 К.

первую спектральную классическую звезд по цвету: Белые, Желтоватые, Красные.

Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1837-1882, США), подготовленного под руководством Э.Пикеринга (1846–1919) к 1884г. Все спектры были расставлены по интенсивности линий (позже в температурной последовательности) и обозначены буквами в алфавитном порядке от горячих к холодным звездам: O B A F G K M. К 1924г окончательно была установлена Энной Кэннон (1863-1941, США) и издана каталогом в 9 томов на 225330 звезд- каталог HD.

У.Морганом и Ф.Кинаном в Йеркской обсерватории в 1943г, где спектры

расставлены как по температуре, так и по светимости звезд. Были дополнительно введены классы светимости, отмеченные римскими цифрами: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, соответственно указывающие на размеры звезд.

Дополнительными классами R, N и S обозначены спектры, похожие на K и M, но с иным химическим составом. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. Например, спектр типа A5 находится посередине между A0 и F0. Дополнительными буквами иногда отмечают особенности звезд: «d» – карлик, «D» – белый карлик, «p» – пекулярный (необычный) спектр.

Наше Солнце относится к спектральному классу G2 V

светимостей через абсолютные М звездные величины (т.е. с расстояния в

10 пк). L1/L2=2,512 М2-М1.

Рассеянное скопление «Плеяды» содержит много горячих и ярких звезд, которые были сформированы в одно и то же время из газопылевого облака. Голубая дымка, сопутствующая «Плеядам», - рассеянная пыль, отражающая свет звезд.

Одни звезды светят ярче, другие - слабее. Светимость– мощность излучения звезды – полная энергия, излучаемая звездой в 1 секунду. [Дж/с=Вт] Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн

L = 3,846.1026Вт/с

Сравнивая звезду с Солнцем, получим

 L/L=2,512 М-М, или lgL=0,4 (M -M)

Светимость звезд:
1,3.10-5L

Большую светимость имеют звезды-гиганты, меньшую - звезды-карлики.
Наибольшей светимостью обладает голубой сверхгигант - звезда Пистолет (созв. Стрельца - 10000000 L! Светимость красного карлика Проксимы Центавра около 0,000055 L.

≥2,5m, близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые

3декабря 1920г измерен угловой диаметр звезды Бетельгейзе (α Ориона) =  А. Майкельсон (1852-1931, США) и Ф. Пиз (1881-1938, США).
2) Через светимость звезды L=4πR2σT4 в сравнении с Солнцем.

Звезды за редчайшим исключением наблюдаются как точечные источники света. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть их диски.

По своим размерам, звезды делятся с 1953 года на:
Сверхгиганты  (I) Яркие гиганты  (II)
Гиганты    (III) Субгиганты   (IV)
Карлики главной последовательности  (V)
Субкарлики   (VI) Белые карлики   (VII)
Названия карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик".

Размеры звезд 10 км

Например: Красный гигант Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд.км; Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды 10 - 15 км.

- определение жизненного пути звезды.
Способы определения: 

1. Зависимость масса-светимость L≈m3,9
2. 3-й уточненный закон Кеплера в физически двойные системах

Теоретически масса звезд 0,005M

Самые легкие звезды находятся
в двойных системах:
Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07M,
Wolf 424 массы компонентов 0,059 и 0,051M,
LHS 1047 меньший компаньон весит 0,055 M.
Обнаружены "коричневые карлики" с 0,04 - 0,02M

Диаграмма «масса-светимость»

Фото КТ им. "Хаббла". Звезда Pismis 24-1 в центре туманности NGC 6357 в 8000 св.г. в созвездии Скорпиона – это три звёзды с массами порядка 70 солнечных.
Здесь же звёзда Pismis 24-17 имеет массу в 100 M.
На один гигант с массой в 65 M приходится 18000 звёзд, по размерам близких к Солнцу.

размеры значительно отличаются, поэтому и плотности их сильно различаются. Чем

больше размер звезды, тем меньше плотность.

Самая маленькая плотность у сверхгигантов: Антарес (α Скорпиона) R=750R , M=19M , ρ=6,4.10-5кг/м3
Бетельгейзе (α Ориона) R=800 R , M=17M , ρ=3,9.10-5кг/м3.

Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 - в 1020 раз!

Очень большие плотности имеют белые карлики: Сириус В, R=0,02 R , M=M , ρ=1,78.108кг/м3,
но еще больше плотность нейтронных звезд.

Воронцов-Вельяминов, Е.К.Страут. - М.: Дрофа, 2013. – 238с
CD-ROM «Библиотека электронных

наглядных пособий «Астрономия, 9-10 классы». ООО «Физикон». 2003
https://get.wallhere.com/photo/galaxy-nature-space-stars-Milky-Way-atmosphere-spiral-galaxy-astronomy-outer-space-astronomical-object-284020.jpg
http://www.novate.ru/files/u34476/nasa-photos-08.jpg
https://silencetolight.files.wordpress.com/2013/12/new-stars.jpg
http://vsefacty.com/uploads/2016/05/interesnye_fakty_o_zvezdah_11.jpg
http://www.computerra.ru/wp-content/uploads/2014/10/Fusion-all.jpg
http://333v.ru/uploads/cf/cf1f29a0b56a835b8a0cef2e3e7e35b4.jpg
https://million-wallpapers.ru/wallpapers/4/40/17946521207881017241.jpg
http://rombobo.ru/imag/5/golubaya_planeta_1920x1080.jpg
http://college.ru/enportal/astrolite/content/chapter6/section1/paragraph2/images/06010201.jpg
http://fb.ru/misc/i/gallery/409/1250614.jpg
http://astrogalaxy.ru/bgnimg/005.gif
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c2/Position_Alpha_Cen.png