Источники энергии звезд Если бы Солнце состояло из каменного угля и источником его энергии было горение, то для при поддержании нынешнего уровня излучениййя энергии Солнце бы полностью сгорело за 5000 лет. Но Солнце светит уже миллиарды лет!Если бы Солнце состояло из каменного угля и источником его энергии было горение, то для при поддержании нынешнего уровня излучениййя энергии Солнце бы полностью сгорело за 5000 лет. Но Солнце светит уже миллиарды лет! Вопрос об источниках энергии звезд был затронут еще Ньютоном. Он предполагал, что звезды восполняют запас энергии за счет падающих комет.Вопрос об источниках энергии звезд был затронут еще Ньютоном. Он предполагал, что звезды восполняют запас энергии за счет падающих комет. В 1845 г. нем. Физик Роберт Мейер () попытался доказать, что Солнце светит за счет падения на него межзвездного вещества.В 1845 г. нем. Физик Роберт Мейер () попытался доказать, что Солнце светит за счет падения на него межзвездного вещества г. Герман Гельмгольц высказал предположение, что Солнце излучает чась энергии, освобождающейся при его медленном сжатии. Из простых расчетов можно узнать, что Солнце полностью исчезло бы за 23 млн. лет, а это слишком мало. Кстати, этот источник энергии в принципе имеет место до выхода звезд на главную последовательность г. Герман Гельмгольц высказал предположение, что Солнце излучает чась энергии, освобождающейся при его медленном сжатии. Из простых расчетов можно узнать, что Солнце полностью исчезло бы за 23 млн. лет, а это слишком мало. Кстати, этот источник энергии в принципе имеет место до выхода звезд на главную последовательность. Герман Гельмгольц (г.)
Внутреннее строение звезд Источники энергии звезд При больших температурах и массах более 1,5 массы Солнца доминирует углеродный цикл (CNO). Реакция (4) самая медленная – для нее требуется около 1 млн. лет. При этом выделяется чуть меньше энергии, т.к. больше ее уносится нейтрино.При больших температурах и массах более 1,5 массы Солнца доминирует углеродный цикл (CNO). Реакция (4) самая медленная – для нее требуется около 1 млн. лет. При этом выделяется чуть меньше энергии, т.к. больше ее уносится нейтрино. Этот цикл в 1938 г. Независимо разработали Ганс Бете и Карл Фридрих фон Вейцзеккер.Этот цикл в 1938 г. Независимо разработали Ганс Бете и Карл Фридрих фон Вейцзеккер.
Внутреннее строение звезд Источники энергии звезд Когда горение гелия в недрах звезд заканчивается, при более высоких температурах становятся возможными другие реакции, в которых синтезируются более тяжелые элементы, вплоть до железа и никеля. Это а- реакции, углеродное горение, кислородное горение, кремниевое горение...Когда горение гелия в недрах звезд заканчивается, при более высоких температурах становятся возможными другие реакции, в которых синтезируются более тяжелые элементы, вплоть до железа и никеля. Это а- реакции, углеродное горение, кислородное горение, кремниевое горение... Таким образом, Солнце и планеты образовались из «пепла» давно вспыхнувших сверхновых звезд.Таким образом, Солнце и планеты образовались из «пепла» давно вспыхнувших сверхновых звезд.
Внутреннее строение звезд Модели строения звезд В 1926 г. была опубликована книга Артура Эддингтона «Внутреннее строение звезд», с которой, можно сказать, началось изучение внутреннего строения звезд.В 1926 г. была опубликована книга Артура Эддингтона «Внутреннее строение звезд», с которой, можно сказать, началось изучение внутреннего строения звезд. Эддингтон сделал предположение о равновесном состоянии звезд главной последовательности, т.е., о равенстве потока энергии, генерируемого в недрах звезды, и энергии, излучаемой с ее поверхности.Эддингтон сделал предположение о равновесном состоянии звезд главной последовательности, т.е., о равенстве потока энергии, генерируемого в недрах звезды, и энергии, излучаемой с ее поверхности. Эддингтон не представлял источника этой энергии, но совершенно правильно поместил этот источник в самую горячую часть звезды – ее центр и предположил, что большое время диффузии энергии (миллионы лет) будет выравнивать все изменения, кроме тех, что проявляются вблизи поверхности.Эддингтон не представлял источника этой энергии, но совершенно правильно поместил этот источник в самую горячую часть звезды – ее центр и предположил, что большое время диффузии энергии (миллионы лет) будет выравнивать все изменения, кроме тех, что проявляются вблизи поверхности.
Внутреннее строение звезд Модели строения звезд Равновесие налагает на звезду жесткие ограничения, т.е., придя в состояние равновесия, звезда будет иметь строго определенное строение. В каждой точке звезды должен соблюдаться баланс сил гравитации, теплового давления, давления излучениййя и др. Также градиент температуры должен быть таким, чтобы тепловой поток наружу строго соответствовал наблюдаемому потоку излученийй с поверхности.Равновесие налагает на звезду жесткие ограничения, т.е., придя в состояние равновесия, звезда будет иметь строго определенное строение. В каждой точке звезды должен соблюдаться баланс сил гравитации, теплового давления, давления излучениййя и др. Также градиент температуры должен быть таким, чтобы тепловой поток наружу строго соответствовал наблюдаемому потоку излученийй с поверхности. Все эти условия можно записать в виде математических уравнений (не менее 7), решение которых возможно только численными методами.Все эти условия можно записать в виде математических уравнений (не менее 7), решение которых возможно только численными методами.
Внутреннее строение звезд Модели строения звезд Мехническое (гидростатическое) равновесие Сила, обусловленная разносьтю давлений, направленная от центра, должна быть равна силе тяготения. d P/d r = M(r)G/r 2, где P-давление, -плотность, M(r) – масса в пределах сферы радиуса r. Энергетическое равновесие Прирос светимости за счет источник энергии, содержащихся в слое толщиной dr на расстоянии от центра r, вычисляется по формуле dL/dr = 4 r 2 (r), где L-светимость, (r) – удельное энерговыделение ядерных реакций. Тепловое равновесие Разность температур на внутренних и внешних границах слоя должна быть постоянна, причем, внутренние слои должны быть горячее.
Внутреннее строение звезд 1. Ядро звезды (зона термоядерных реакций). 2. Зона лучистого переноса выделяющейся в ядре энергии внешним слоям звезды. 3. Зона конвекции (конвективного перемешивания вещества). 4. Гелиевое изотермическое ядро из вырожденного электронного газа. 5. Оболочка из идеального газа.
Внутреннее строение звезд Строение звезд до солнечной массы Звезды с массой меньше 0,3 солнечной являются полностью конвективными, что связано с их низкими температурами и высокими значениями коэффициентам поглощения.Звезды с массой меньше 0,3 солнечной являются полностью конвективными, что связано с их низкими температурами и высокими значениями коэффициентам поглощения. Звезды солнечной массы в ядре осуществляется лучистый перенос, тогда как во внешних слоях – конвективный.Звезды солнечной массы в ядре осуществляется лучистый перенос, тогда как во внешних слоях – конвективный. Причем, масса конвективной оболочки быстро уменьшается при движении вверх по главной последовательности.Причем, масса конвективной оболочки быстро уменьшается при движении вверх по главной последовательности.
Внутреннее строение звезд Строение вырожденных звезд Давление в белых карликах достигает сотен килограммов на кубический сантиметр, а у пульсаров – на несколько порядков выше.Давление в белых карликах достигает сотен килограммов на кубический сантиметр, а у пульсаров – на несколько порядков выше. При таких плотностях поведение резко отличается от поведения идеального газа. Перестает действовать газовый закон Менделеева-Клапейрона – давление уже не зависит от температуры, а определяется только плотностью. Это состояние вырожденного вещества.При таких плотностях поведение резко отличается от поведения идеального газа. Перестает действовать газовый закон Менделеева-Клапейрона – давление уже не зависит от температуры, а определяется только плотностью. Это состояние вырожденного вещества. Поведение вырожденного газа, состоящего из электронов, протонов и нейтронов, подчиняется квантовым законам, в частности, принципу запрета Паули. Он утверждает, что в одном и том же состоянии не может находиться больше двух частиц, причем их спины направлены противоположно.Поведение вырожденного газа, состоящего из электронов, протонов и нейтронов, подчиняется квантовым законам, в частности, принципу запрета Паули. Он утверждает, что в одном и том же состоянии не может находиться больше двух частиц, причем их спины направлены противоположно. У белых карликов число этих возможных состояний ограничено, сила тяжести пытается втиснуть электроны в уже занятые места. При этом возникает специфическая сила противодействия давлению. При этом, p ~ 5/3. У белых карликов число этих возможных состояний ограничено, сила тяжести пытается втиснуть электроны в уже занятые места. При этом возникает специфическая сила противодействия давлению. При этом, p ~ 5/3. При этом, электроны имеют высокие скорости движения, а вырожденный газ имеет высокую прозрачность вследствие занятости всех возможных энергетических уровней и невозможности процесса поглощения-переизлучениййя.При этом, электроны имеют высокие скорости движения, а вырожденный газ имеет высокую прозрачность вследствие занятости всех возможных энергетических уровней и невозможности процесса поглощения-переизлучениййя.
Внутреннее строение звезд Строение нейтронной звезды При плотностях выше г/см 3 происходит процесс нейтронизации вещества, реакции + e n +При плотностях выше г/см 3 происходит процесс нейтронизации вещества, реакции + e n + В в 1934 г Фрицем Цвикки и Вальтером Баарде теоретически было предсказано существование нейтронных звезд, равновесие которых поддерживается давлением нейтронного газа.В в 1934 г Фрицем Цвикки и Вальтером Баарде теоретически было предсказано существование нейтронных звезд, равновесие которых поддерживается давлением нейтронного газа. Масса нейтронной звезды не может быть меньше 0,1M и больше 3M. Плотность в центре нейтронной звезды достигает значений г/см 3. Температура в недрах такой звезды измеряется сотнями миллионов градусов. Размеры нейтронных звезд не превышают десятков км. Магнитное поле на поверхности нейтронных звезд (в млн. раз больше земного) является источником радиоизлучениййя.Масса нейтронной звезды не может быть меньше 0,1M и больше 3M. Плотность в центре нейтронной звезды достигает значений г/см 3. Температура в недрах такой звезды измеряется сотнями миллионов градусов. Размеры нейтронных звезд не превышают десятков км. Магнитное поле на поверхности нейтронных звезд (в млн. раз больше земного) является источником радиоизлучениййя. На поверхности нейтронной звезды вещество должно обладать свойствами твердого тела, т.е., нейтронные звезды окружены твердой корой толщиной несколько сотен метров.На поверхности нейтронной звезды вещество должно обладать свойствами твердого тела, т.е., нейтронные звезды окружены твердой корой толщиной несколько сотен метров.
ММ.Дагаев и др. Астрономия – М.:Просвещение, 1983 ММ.Дагаев и др. Астрономия – М.:Просвещение, 1983 П.Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии – М.УРСС, 2002 П.Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии – М.УРСС, 2002 М.М.Дагаев, В.М.Чаругин Астрофизика. Книга для чтения по астрономии - М.:Просвещение, 1988 г. М.М.Дагаев, В.М.Чаругин Астрофизика. Книга для чтения по астрономии - М.:Просвещение, 1988 г. А.И.Еремеева, Ф.А. Цицин «История Астрономии» - М.: МГУ, 1989 г. А.И.Еремеева, Ф.А. Цицин «История Астрономии» - М.: МГУ, 1989 г. У.Купер, Е.Уокер «Измеряя свет звезд» - М.:Мир, 1994 г.У.Купер, Е.Уокер «Измеряя свет звезд» - М.:Мир, 1994 г. Р.Киппенхан. 100 миллиардов Солнц. Рождение, жизнь и смерть звезд. М.:Мир, 1990 г.Р.Киппенхан. 100 миллиардов Солнц. Рождение, жизнь и смерть звезд. М.:Мир, 1990 г. Внутреннее строение звезд Список литературы
Солнечное ядро. Центральная часть Солнца с радиусом примерно километров, в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле осмия), а температура в центре ядра более 14 миллионов градусов.
Конвективная зона Солнца. Ближе к поверхности Солнца возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности совершается преимущественно движениями самого вещества. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца, толщиной примерно км, где она происходит конвективной зоной. По современным данным, её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.
Фотосфера Солнца. Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д. Температура в фотосфере достигает в среднем 5800 К. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха.
Хромосфера Солнца. Хромосфера- внешняя оболочка Солнца толщиной около км, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до градусов.
Корона Солнца. Корона последняя внешняя оболочка Солнца. Несмотря на её очень высокую температуру, от до градусов, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения.
Описание презентации по отдельным слайдам:
1 слайд
Описание слайда:
2
слайд
Описание слайда:
Что такое звезда? Звезда́ - массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза
3
слайд
Описание слайда:
Звёзды образуются из газово-пылевой среды в результате гравитационного сжатия. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость.
4
слайд
Описание слайда:
Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года (4,2 св. года = 39 Пм = 39 трлн км = 3,9 × 1013 км) от центра Солнечной системы
5
слайд
Описание слайда:
Сравнение размеров и масс крупнейших звёзд: звезда с наибольшим диаметром на рисунке - VY Большого Пса (17 ± 8 Mʘ); другие - это ρ Кассиопеи (14-30 Mʘ), Бетельгейзе (11,6 ± 5,0 Mʘ) и очень массивная голубая звезда Пистолет (27,5 Mʘ). Солнце в таком масштабе занимает 1 пиксель на полноразмерном изображении (2876 × 2068 пикселей).
6
слайд
Описание слайда:
7
слайд
Описание слайда:
Невооружённым взглядом на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. За исключением сверхновых, все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик. Ме́стная гру́ппа гала́ктик - гравитационно связанная группа галактик, включающая Млечный Путь, галактику Андромеды (M31) и галактику Треугольника (М33).
8
слайд
Описание слайда:
Единицы измерения Большинство звёздных характеристик, как правило, выражается в СИ, но также используется и СГС. Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы, как световой год и парсек. Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем, часто выражаются с использованием астрономической единицы (а.e.), равной среднему расстоянию между Землёй и Солнцем (около 150 млн км).
9
слайд
Описание слайда:
Виды звёзд Виды линейчатых спектров В начале XX века Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звёздная величина» - «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название диаграмма Герцшпрунга - Рассела) оказалась ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.
10
слайд
Описание слайда:
Абсолютная звёздная величина - физическая величина, характеризующая светимость астрономического объекта. Для разных типов объектов используются разные определения абсолютной величины.
11
слайд
Описание слайда:
12
слайд
Описание слайда:
13
слайд
Описание слайда:
Как устроена звезда Структура В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро конвективную зону зону лучистого переноса. Ядро - это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции. Конвективная зона - зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 M☉ она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной. Расположение лучистой зоны и конвекционной в звёздах разной массы Лучистая зона - зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.
14
слайд
Описание слайда:
Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх частей: фотосферы хромосферы короны Фотосфера - самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр.
15
слайд
Описание слайда:
16
слайд
Описание слайда:
Коричневые карлики Коричневые карлики - это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звёзд. Однако в 1995 году впервые был обнаружен коричневый карлик. Их спектральный класс М - T. В теории выделяется ещё один класс - обозначаемый Y(в 2011 году его существование подтвердилось открытием нескольких звёзд с температурой 300-500 К) WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022.71+150248.5, WISE J140518.40+553421.5, WISE J154151.65−225025.2, WISE J173835.52+273258.9, WISE J1828+2650 WISE J205628.90+145953.3 Сравнительные размеры коричневых карликов Глизе 229B и Тейде 1 с Юпитером и Солнцем.
17
слайд
Описание слайда:
Астероидный диск вокруг коричневого карлика. Вид с гипотетической планеты с расстояния около 3 млн километров.
18
слайд
Описание слайда:
Спектральные классы коричневых карликов Спектральный класс M Коричневые карлики, близкие по массе к красным карликам, на ранних стадиях после формирования могут иметь спектральный класс M6.5 или тусклее. Такие звезды также иногда называют «поздние М-карлики» .Остывая,они постепенно переходят в более характерный для коричневых карликов класс L. Спектральный класс L В плане спектральных линий он совсем не похож на M. В красном оптическом спектре линии оксидов титана и ванадия всё ещё были сильны, но также были и сильные линии гидридов металлов, например FeH, CrH, MgH, CaH. Также были сильные линии щелочных металлов и йода.
19
слайд
Описание слайда:
Спектральный класс T коричневый карлик Глизе 229 B является прототипом второго нового спектрального класса, который назвали T-карликом. В то время как в ближнем инфракрасном (БИК) диапазоне спектра L-карликов преобладают полосы поглощения воды и монооксида углерода (CO), в БИК-спектре Глизе 229 B доминируют полосы метана (CH4). Подобные характеристики до этого вне Земли были обнаружены только у газовых гигантов Солнечной системы и спутника Сатурна Титана. В красной части спектра вместо полос FeH и CrH, характерных для L-карликов, наблюдаются спектры щелочных металлов - натрия и калия. T-карликами могут являться только сравнительно маломассивные коричневые карлики. Масса T-карлика обычно не превышает 7 % от массы Солнца или 70 масс Юпитера. По своим свойствам карлики класса T схожи с газовыми планетами-гигантами.
20
слайд
Описание слайда:
Другие холодные коричневые карлики: (CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 и ULAS J003402.77−005206.7) имеют температуру поверхности 500-600 К (200-300 °C) и относятся к спектральному классу Т9. Спектр их поглощения - на уровне длины волны в 1,55 мкм (инфракрасная область) Спектральный класс Y Этот спектральный класс был смоделирован для ультра-холодных коричневых карликов. Температура поверхности теоретически должна была быть ниже 700 K (или 400 °C), что делало такие коричневые карлики невидимыми в оптическом диапазоне, а также существенно более холодными, чем «горячие юпитеры». В августе 2011 года американские астрономы сообщили об открытии семи ультрахолодных коричневых карликов, эффективные температуры которых лежат в диапазоне 300-500 К. Из них 6 отнесли к классу Y. Температура WISE 1828+2650 ~ 25 °C. Коричневый карлик WISE 1541-2250 спектрального класса Y0,5 находится в 18,6 св. годах (5,7 пк) от Солнца довольно близкий к Солнцу коричневый карлик, находящийся в созвездии Весов. Основным критерием, который отделяет спектральный класс Т от Y, считается наличие полос поглощения аммиака в спектре. Однако сложно идентифицировать, есть там эти полосы или нет, так как поглощать могут также такие вещества как метан и вода.
21
слайд
Описание слайда:
Способы отличить коричневый карлик от планеты: Измерение плотности. Все коричневые карлики имеют приблизительно одинаковый радиус и объём. Наличие рентгеновского и инфракрасного излучения. Некоторые коричневые карлики излучают в рентгеновском диапазоне. Все «тёплые» карлики излучают в красном и инфракрасном диапазонах, пока не остынут до температуры, сопоставимой с планетарной (до 1000 K).
22
слайд
Описание слайда:
Белые карлики Белые карлики - проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара, лишённые собственных источников термоядерной энергии. Средняя плотность вещества белых карликов в пределах их фотосфер 105-109 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности. По распространённости белые карлики составляют, по разным оценкам, 3-10 % звёздного населения нашей Галактики.
23
слайд
Описание слайда:
История открытия Первым открытым белым карликом стала звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана, которую ещё в 1785 году Вильям Гершель включил в каталог двойных звёзд 40 Эрида́на или омикрон² Эридана - близкая к Земле тройная звёздная система в созвездии Эридана. Находится на расстоянии 16,45 св. лет (5,04 пк) от Солнца.
24
слайд
Описание слайда:
Цветовая температура источника света: характеризует спектральный состав излучения источника света, является основой объективности впечатления от цвета отражающих объектов и источников света.
25
слайд
Описание слайда:
Вторым и третьим открытыми белыми карликами стали Сириус B и Процион B. В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель, анализируя данные наблюдений, которые велись с 1755 года, обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда земного неба, и Процион периодически, хотя и весьма слабо, отклоняются от прямолинейной траектории движения по небесной сфере.. Бессель пришёл к выводу, что у каждой из них должен быть близкий спутник. Сириус A и B. Изображение телескопа «Хаббл». Интересно, что из этого следует, что Сириус B в прошлом должен был быть гораздо массивнее Сириуса A, так как он уже покинул главную последовательность в процессе эволюции.
26
слайд
Описание слайда:
В 1917 году Адриан ван Маанен открыл ещё один белый карлик - звезду ван Маанена в созвездии Рыб. В 1922 году Виллем Якоб Лейтен предложил называть такие звёзды «белыми карликами». Звезда Лейтена
27
слайд
Описание слайда:
28
слайд
Описание слайда:
Процион B - тусклый белый карлик, удалённый от Проциона А на ≈16 а.е. (расстояние от Солнца до Урана). По своим характеристикам аналогичен белому карлику у Сириуса, однако отыскать его в любительские телескопы труднее. Масса Проциона В меньше, чем Сириуса В. Его существование было предсказано в 1844 году Ф. Бесселем на основе анализа векового движения Проциона A по небесной сфере. Открыт в 1896 году американским астрономом Д. М. Шеберле.
29
слайд
Описание слайда:
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; происходит перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга - Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Подавляющее большинство звёзд заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. Когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
30
слайд
Описание слайда:
Зависимость масса - радиус для белых карликов. Вертикальная асимптота соответствует пределу Чандрасекара перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но по-разному зависят от массы - как соответственно. при увеличении массы белого карлика его радиус уменьшается. Если масса больше некоторого предела (предел Чандрасекара), то звезда коллапсирует. для белых карликов существует и нижний предел:, т.к. скорость эволюции звёзд пропорциональна их массе, то мы можем наблюдать маломассивные белые карлики как остатки лишь тех звёзд, которые успели проэволюционировать за время от начального периода звездообразования Вселенной до наших дней.
31
слайд
Описание слайда:
32
слайд
Описание слайда:
Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты - гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки - «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода
33
слайд
Описание слайда:
Белые карлики выделяются в отдельный спектральный класс D, в настоящее время используется классификация, отражающая особенности спектров белых карликов, предложенная в 1983 г. Эдвардом Сионом; в этой классификации спектральный класс записывается в следующем формате: Подклассы: DA - в спектре присутствуют линии бальмеровской серии водорода, линии гелия не наблюдаются; DB - в спектре присутствуют линии гелия He I, линии водорода или металлов отсутствуют; DC - непрерывный спектр без линий поглощения; DO - в спектре присутствуют сильные линии гелия He II, также могут присутствовать линии He I и H; DZ - только линии металлов, линии H или He отсутствуют; DQ - линии углерода, в том числе молекулярного C2; и спектральные особенности: P - наблюдается поляризация света в магнитном поле; H - поляризация при наличии магнитного поля не наблюдается; V - звёзды типа ZZ Кита или другие переменные белые карлики; X - пекулярные или неклассифицируемые спектры.
34
слайд
Описание слайда:
Красные гиганты Кра́сный гига́нт - звезда поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Примерами красных гигантов являются Арктур, Альдебаран, Гакрукс и Мира A.
35
слайд
Описание слайда:
Мира с «хвостом» (фрагмент фото, сделанного телескопом GALEX). Альдебаран Арктур
36
слайд
Описание слайда:
Эволюционные треки звезд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга - Рассела
37
слайд
Описание слайда:
Планета́рная тума́нность - астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой от 0,8 до 8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность - быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.
38
слайд
Описание слайда:
NGC 6543, туманность Кошачий Глаз - внутренняя область, изображение в псевдоцвете (красный - Hα; синий - нейтральный кислород, 630 нм; зелёный - ионизированный азот, 658,4 нм)
39
слайд
Описание слайда:
40
слайд
Описание слайда:
41
слайд
Описание слайда:
42
слайд
Описание слайда:
Международная группа астрономов Европейской южной обсерватории с помощью «Самого большого телескопа» обнаружили самую большую и горячую двойную звёздную систему. Две звезды находятся на столь малом расстоянии, что практически касаются друг друга, обмениваясь материей. Будущее этой системы, скорее всего, печально - светила либо сколлапсируют и создадут одну большую звезду, либо образуют двойную чёрную дыру.
43
слайд
Описание слайда:
Система VFTS 352, крупнейшая из известных на сегодняшний день двойных звёздных систем, находится в 160 тыс. световых лет от Земли - в туманности Тарантула созвездия Золотая рыба. Об этом сообщается на сайте Европейской южной обсерватории (ESO).
44
слайд
Описание слайда:
«Если звёзды достаточно хорошо «перемешаются», то, возможно они сохранят свои размеры. Тогда система VFTS 352 избежит слияния и превращения в гигантскую мегазвезду. Это приведёт светила к новому эволюционному пути, который кардинально отличается от классического развития звёзд. Но в случае с VFTS 352, компоненты системы, скорее всего, окончат свою жизнь взрывом суперновой и превратятся в пару чёрных дыр, которые станут источником сильнейшей гравитации», - рассказала Селма де Минк из Университета Амстердама. Самая массивная из известных науке звёзд. Относится к голубым гипергигантам. Также звезда является и одной из самых ярких, испуская света, по высшим оценкам, до 10 млн раз больше, чем Солнце.
45
слайд
Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же
являются основным элементом галактики.
«Звезды – это огромные шары из гелия и водорода,
а также других газов. Гравитация тянет
их внутрь, а давление раскаленного газа
выталкивает их наружу, создавая равновесие.
Энергия звезды содержится в ее ядре, где
ежесекундно гелий взаимодействует с водородом».
Презентация по теме:«Внутреннее строение C олнца » Выполнил ученик 11 «а» класса ГБОУ СОШ 1924 Губернаторов Антон
Внутреннее строение Солнца.
Солнце- единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.
Строение Солнца: -Солнечное ядро. -Зона лучистого переноса. - Конвективная зона Солнца.
Солнечное ядро. Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150 000 километров, в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле - осмия), а температура в центре ядра - более 14 миллионов градусов.
Зона лучистого переноса. Над ядром, на расстояниях около 0,2-0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса, в которой отсутствуют макроскопические движения, энергия переносится с помощью переизлучения фотонов.
Конвективная зона Солнца. Ближе к поверхности Солнца возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности совершается преимущественно движениями самого вещества. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца, толщиной примерно 200 000 км, где она происходит - конвективной зоной. По современным данным, её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.
Атмосфера Солнца: -Фотосфера. -Хромосфера. -Корона. -Солнечный ветер.
Фотосфера Солнца. Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д. Температура в фотосфере достигает в среднем 5800 К. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха.
Хромосфера Солнца. Хромосфера- внешняя оболочка Солнца толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов.
Корона Солнца. Корона - последняя внешняя оболочка Солнца. Несмотря на её очень высокую температуру, от 600 000 до 5 000 000 градусов, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения.
Солнечный Ветер. Многие природные явления на Земле связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния.
