Звезды и звездные величины. Мир звезд. Современные представления о происхождении и эволюции звёзд.

Звезды и звездные величины. Мир звезд. Современные представления о происхождении и эволюции звёзд.

Звезды.

Звезды основные объекты Вселенной. В них сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе. 

Звезда — излучающий свет массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза

• Энергия звёзд выделяется в результате термоядерных реакций, происходящих в их недрах при очень высоких температурах ( порядка миллионов Кельвинов).

• Термоядерные реакции происходят за счет превращения водорода в гелий, так называемый водородный (или протон-протонный ) цикл — цепочка из трёх термоядерных реакций, приводящая к образованию гелия из водорода:

В результате термоядерных реакций звезда испускает свет и электромагнитное излучение в других областях спектра.

• прогулки в космосе Звезды
• https:// www.youtube.com/watch?v=lAz2CSIgAHk

Характеристики звезды.

Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов.

Чем выше температура поверхности звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).

И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе. Её температура на поверхности составляет всего около 3600 К.

Изучение различных типов звёзд показало, что их температура заключена в пределах от 2000 до 60 000 К. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.

• Современная спектральная классификация звёзд была создана в 20-е годы ХХ века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Класс

Температура, K

O

B

Истинный цвет

30 000—60 000

A

10 000—30 000

голубой

Видимый цвет

голубой

бело-голубой

7500—10 000

F

G

бело-голубой и белый

белый

6000—7500

5000—6000

белый

жёлто-белый

K

белый

жёлтый

3500—5000

M

жёлтый

оранжевый

2000—3500

желтовато-оранжевый

красный

оранжево-красный

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Поэтому астрономы стали выделять дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел.

Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд.

Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р .

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

А буквой W стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень тяжёлые горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Выделяют в отдельные классы также

• углеродные звёзды (C класс),
• циркониевые звёзды (класс S)
• белые карлики (класс D).

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики.

Так появились спектральные классы L, Т и Y. Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года. К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой поверхности 300—500 К.

Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные).

Ближайшей к Земле звездой является Солнце — типичный представитель спектрального класса G2

Светимость звезды.

Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость .

Светимость звезды (L) характеризует поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт.

Например, светимость Солнца L = 3,86∙10 26 Вт. Среди звезд очень высокой светимости выделяют гиганты и сверхгиганты

Светимость звезды.

Если светимость Солнца принять за единица L , то, к примеру, мощность излучения четырех ярчайших звезд, выраженная в светимости Солнца составит:

Канопус

Арктур

4700 L

Вега

107 L

50 L

Сириус

22 L

Диаграммой Герцшпрунга — Рассела

• В начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Оказалось, что если по оси ординат откладывать светимости звёзд , а по оси абсцисс — их температуру, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности .

Диаграммой Герцшпрунга — Рассела

Диаграммой Герцшпрунга — Рассела

Массы и размеры звезд

Масса звезды – едва ли не самая главная её характеристика.

Масса звезды определяет весь жизненный путь звезды.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

голубые

бело-голубые

белые

жёлто-белые

жёлтые

оранжевые

красные

Эволюция звезд.

прогулки в космосе Происхождение и дальнейшая судьба Солнечной системы

https://www.youtube.com/watch?v=BUqpLdLTgUM

Звёзды образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.

Этапы рождения звезды.

• Звезды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвездного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации.

Этапы рождения звезды.

• В результате вращения и сжатия газового облака происходит его уплотнение

Этапы рождения звезды.

• Формирующая звезда окружена газопылевым диском, в котором медленно устанавливается равновесие между силой гравитации и давлением газа.

Этапы рождения звезды.

• Внутренняя температура звезды увеличивается и запускается процес термоядерного синтеза – звезда «зажигается». Одновременно в диске формируются первые небольшие протопланеты.

• Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд. Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой

• Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд. Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры

Во что превращаются звезды?

Белый карлик

• Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика.

Нейтронная звезда.

• Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда.

Нейтронная звезда.

• Нейтронная звезда́ — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·10 17 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов.

• Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, до тысячи оборотов в секунду. Считается, что нейтронные звёзды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд.

Магнетар

• Магнетар или магнитар — нейтронная звезда, обладающая исключительно сильным магнитным полем (до 10 11 Тл). Теоретически существование магнетаров было предсказано в 1992 году, а первое свидетельство их реального существования получено в 1998 году при наблюдении мощной вспышки гамма- и рентгеновского излучения от источника SGR 1900+14 в созвездии Орла. Время жизни магнетаров составляет около 1 000 000 лет. У магнетаров сильнейшее магнитное поле во Вселенной.

Квазары.

• https:// www.youtube.com/watch?v=FrRZjMtG_TI

Блазары.

Черные дыры

• Прогулки в космосе Черные дыры.
• https:// www.youtube.com/watch?v=XaEL1op2sn4