Типы звёзд

Содержание

Слайд 2

Содержание

Спектральная классификация
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Желтый карлик
Звезды гиганты
Звезды карлики
Некоторые продукты эволюции звезд

Содержание Спектральная классификация Диаграмма Герцшпрунга-Рассела Желтый карлик Звезды гиганты Звезды карлики Некоторые продукты эволюции звезд

Слайд 3

Спектральная классификация

Спектральная классификация звёзд, разделение звёзд на классы, установленные по различиям в

Спектральная классификация Спектральная классификация звёзд, разделение звёзд на классы, установленные по различиям
их спектрах (в первую очередь по относительным интенсивностям спектральных линий).

Одной из классификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру. Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценить важные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.
Некоторые звезды не попадают ни в один из перечисленных спектров. Такие звезды называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало Галактики). В частности, к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов.

Слайд 5

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом
температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо друг от друга исследователями Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о звездной эволюции.

Слайд 6

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Слайд 7

Черная дыра

Чёрная дыра́ — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико,

Черная дыра Чёрная дыра́ — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько
что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света.
Граница этой области называется горизонтом событий, а её радиус (если она сферически симметрична) — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда:

Карл Шварцшильд (нем. Karl Schwarzschild) (9 октября 1873, Франкфурт-на-Майне — 11 мая 1916, Потсдам) — немецкий астроном и физик.
Одна из его работ по теории относительности содержала первые точные решения полевых уравнений общей теории относительности со сферической симметрией — так называемое внутренне решение Шварцишльда для невращающегося шарообразного тела из однородной жидкости и внешнее решение Шварцшильда для статического пустого пространства вокруг сферически-симметричного тела (второе сейчас именуют обычно просто решением Шварцшильда). Решение Шварцшильда было первым решением уравнений Эйнштейна с классической чёрной дырой. Поэтому несколько терминов из физки чёрных дыр получили его имя, например радиус Шварцшильда, Шварцшильдовы координаты и так далее.

Слайд 8

Черная дыра

Существование чёрных дыр следует из точных решений уравнений Эйнштейна, первое из

Черная дыра Существование чёрных дыр следует из точных решений уравнений Эйнштейна, первое
которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1916 году. Сам термин был придуман Джоном Арчибальдом Уилером в конце 1967 года и впервые употреблён в публичной лекции "Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)" 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты называли в англоязычной научной литературе «сколлапсировавшие звёзды», а в русскоязычной — «застывшие звёзды» или «коллапсары».

Слайд 9

Изображение, полученное с помощью телескопа «Хаббл»: Активная галактика M87. В ядре галактики,

Изображение, полученное с помощью телескопа «Хаббл»: Активная галактика M87. В ядре галактики,
предположительно, находится чёрная дыра. На снимке видна релятивистская струя длиной около 5 тысяч световых лет.

Слайд 10

Данная черная дыра является одной из наибольших известных человечеству.
На иллюстрации помечено

Данная черная дыра является одной из наибольших известных человечеству. На иллюстрации помечено
место расположения источника рентгеновского излучения, которое ассоциируется именно с массивной черной дырой.

Слайд 11

Желтый карлик

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные

Желтый карлик Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на
звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами.
Звезда может называться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает гравитационную энергию, выделяющуюся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга-Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Слайд 12

Звезды-гиганты

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий

Звезды-гиганты Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный
800 солнечных радиусов и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.
Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:
Белый карлик - проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.
Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
Коричневый карлик — субзвездные объекты с массами в диапазоне 5—75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.
Черный карлик – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Слайд 13

Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара, лишённые собственных

Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара, лишённые
источников термоядерной энергии.
Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет порядка 106 г/см3, что в миллионы раз выше плотности звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют 3—10 % звёздного населения Галактики.

Белые карлики

Сравнительные размеры Солнце (справа) и двойной системы IK Пегаса компонент B - белый карлик с температурой поверхности 35,500 K (по центру) и компонент А - звезда спектрального типа A8 (слева)

Слайд 14

Белые карлики

Открытие

В 1844 г. директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил, что Сириус,

Белые карлики Открытие В 1844 г. директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил,
ярчайшая звезда северного неба, периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения по небесной сфере. Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса.
Фридрих Вильгельм Бессель
22 июля 1784 — 17 марта 1846) — немецкий математик и астроном XIX века.

Бремен. Памятник Бесселю.

Слайд 15

Белые карлики

Парадокс плотности

Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках классических физики

Белые карлики Парадокс плотности Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках
и астрономии и нашла объяснение лишь в рамках квантовой механики после появления статистики Ферми-Дирака. В 1926 г. Фаулер в статье «Плотная материя» показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (Ферми-газа).

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Я. И. Френкеля и Чандрасекара. В 1928 г. Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в 1930 г. Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» показал, что белые карлики с массой выше 1,4 солнечных неустойчивы (предел Чандрасекара) и должны коллапсировать.

Слайд 16

Двойная звезда

Двойная звезда — это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего

Двойная звезда Двойная звезда — это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг
центра масс. Иногда встречаются системы из трёх и более звёзд; в таком общем случае система называется кратной звездой.

Слайд 17

Двойная звезда

Компоненты двойных звезд

Существуют разные двойные звёзды: бывают две похожие звезды в

Двойная звезда Компоненты двойных звезд Существуют разные двойные звёзды: бывают две похожие
паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звёзды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звёзд, анализируя их взаимодействие, можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звёзд. Как правило, эти звёзды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звёзды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.
Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звёзд.

Изображение Переменной звезды Миры (омикрона Кита), сделанное космическим телескопом им. Хаббла в ультрафиолетовом диапазоне. На фотографии виден аккреционный "хвост", направленный от основного компонента - красного гиганта к компаньону - белому карлику

Слайд 18

«Новые» звезды

«Но́вые звёзды», в астрономической литературе обычно просто «Новые» — звёзды, светимость

«Новые» звезды «Но́вые звёзды», в астрономической литературе обычно просто «Новые» — звёзды,
которых внезапно увеличивается в ~103-106 раз (в среднем увеличение светимости в ~104, блеска ~ 12 звёздных величин).

Водовороты газа и пыли в области формирования новой звезды, снятые космическим телескопом Hubble. Эта красотища с названием LH 95 расположена в “Большом Магеллановом Облаке”, она показывает нам области "низкой массы" - младенческие звезды, а так же несколько их более массивных соседей. Изображение получено в марте 2006 года с помощью камеры “Hubble Advanced Camera” телескопа Hubble.

Слайд 19

Сверхновая звезда

Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе.
Термином

Сверхновая звезда Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном
«сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

Слайд 20

Сверхновая звезда

Наблюдения сверхновых звезд

Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются

Сверхновая звезда Наблюдения сверхновых звезд Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему:
буквы SN (от латинского SuperNova), затем год открытия, а затем латинскими буквами — порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c) + 10 (j) = 88-ой по счету в 1997 году.

Слайд 21

Прорыв в моделировании позволил исследовать тур-булентность. Здесь показано, что произойдет через 0,6

Прорыв в моделировании позволил исследовать тур-булентность. Здесь показано, что произойдет через 0,6
с после воспламенения. Фронт ядерного горения имеет турбулентную, пузырчатую структуру (голу-бой). Турбулентность служит причиной быстрого продвижения фронта и подавления звезды.

Слайд 22

Показана внутренность звезды через 5,5 ч после начала взрыва. Движущиеся вверх крупные

Показана внутренность звезды через 5,5 ч после начала взрыва. Движущиеся вверх крупные
пузыри поддерживают ударную волну до расстояния 300 млн. км. Турбулентность перемешивает углерод, кис-лород, кремний и железо из глубоких слоев (голубой, бирюзовый) с лежащими выше гелием (зеленый).
Имя файла: Типы-звёзд.pptx
Количество просмотров: 61
Количество скачиваний: 0