Презентация на тему: Физическая природа звёзд

Физическая природа звёзд
Спектр
Спектры звезд
Химический состав
Цвет звезд
Температура звезд
Спектральная классификация
Современная спектральная классификация
Спектры звезд
Светимость звезд
Размеры звезд
Масса звезд
Плотность звезд
Близлежащие звезды
Сравнительные характеристики звезд
Сравнительные характеристики звезд
1/16
Средняя оценка: 4.4/5 (всего оценок: 76)
Код скопирован в буфер обмена
Скачать (543 Кб)
1

Первый слайд презентации: Физическая природа звёзд

Изображение слайда
2

Слайд 2: Спектр

λ = 380 ∻ 470 нм – фиолетовый, синий; λ = 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

Изображение слайда
3

Слайд 3: Спектры звезд

Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех 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.

Изображение слайда
4

Слайд 4: Химический состав

Химический состав определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых 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 10 000 0 С) показывает в их атмосферах линии ионизированных  водорода, гелия и ионы металлов, в классе К (5000 0 С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (3800 0 С) - 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

Изображение слайда
5

Слайд 5: Цвет звезд

В 1903—1907гг. Эйнар Герцшпрунг (1873-1967, Дания) первым определяет цвета 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 λ мах =b/T (закон Вина, 1896г). Подобно драгоценным камням звезды рассеянного скопления NGC 290 переливаются различными красками. Фото КТ им. Хаббла, апрель 2006г.

Изображение слайда
6

Слайд 6: Температура звезд

Температура звезд непосредственно связана с цветом и спектром. Первое 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 λ max. Т=b, где b=0,289782. 10 7 Å. 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.

Изображение слайда
7

Слайд 7: Спектральная классификация

В 1866г Анжело Секки (1818-1878, Италия) дал 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.

Изображение слайда
8

Слайд 8: Современная спектральная классификация

Наиболее точную спектральную классификацию представляет система МК, созданная 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

Изображение слайда
9

Слайд 9: Спектры звезд

Изображение слайда
10

Слайд 10: Светимость звезд

В 1856г Норман Погсон (1829-1891, Англия) устанавливает  формулу для светимостей через абсолютные М звездные величины (т.е. с расстояния в 10 пк). L 1 /L 2 =2,512 М 2 -М 1. 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. 10 26 Вт/с Сравнивая звезду с Солнцем, получим L/L  =2,512 М  -М, или lgL=0,4 (M  -M) Светимость звезд: 1,3. 10 -5 L  <L<5. 10 5 L  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 .

Изображение слайда
11

Слайд 11: Размеры звезд

Определяют : 1) Непосредственным измерением углового диаметра звезды (для ярких ≥2,5 m, 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=4 π R2σT 4 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 < R <1000 R , R  =6,959×10 5 км, т.е. D ≈ 1,4 млн.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.

Изображение слайда
12

Слайд 12: Масса звезд

Одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию - определение жизненного пути звезды. Способы определения : 1. Зависимость масса-светимость L≈m 3,9 2. 3-й уточненный закон Кеплера в физически двойные системах Теоретически масса звезд 0,005M  <M<150M  (M  ≈ 2. 10 30 кг) 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.

Изображение слайда
13

Слайд 13: Плотность звезд

находится ρ=М/V=M/(4/3 π R 3 ) Хотя массы звезд  имеют меньший разброс, но 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 -5 кг/м 3 Бетельгейзе (α Ориона) R= 8 00 R , M= 17 M , ρ=3,9. 10 -5 кг/м 3. Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10 -6 г/см 3 до 10 14 г/см 3 - в 10 20 раз! Очень большие плотности имеют белые карлики: Сириус В, R=0,02 R , M=M , ρ=1,78. 10 8 кг/м 3, но еще больше плотность нейтронных звезд.

Изображение слайда
14

Слайд 14: Близлежащие звезды

Обозначение Спектр. класс Звёздная величина Светимость Темп,K Радиус Масса Парал. Звёздная система Звезда вид. абс. Солнце G2V -26,58 4,84 1 5780 1,0 1 α Центавра Проксима M5.5Ve 11,05 15,53 0,000055 2900 0,145 0,12 0,772" Центавр A G2V -0,01 4,38 1,56 5790 1,227 0,907 0,747" Центавр B K0V 1,33 5,71 0,453 5260 0,865 1,095 Звезда Барнарда ( ß Змееносца) M4.0Ve 9,54 13,22 0,000449 3200 0,161 0,166 0,547" Вольф 359 (CN Льва) M6.0V 13,53 16,55 0,000019 0,15 0,092 0,419" Лаланд 21185 (Б.Медведица) M5.5e 7,50 10,44 0,00555 3500 0,448 0,393" Сириус ( α Большого Пса) Сириус A A1V -1,46 1,47 23,55 10400 1,7-1,9 2,14 0,380" Сириус B DA2 8,68 11,34 0,00207 8000 0,92 1,03 Luyten 726-8 UV Кита M5.5e 13,02 15,40 0,000042 2800 0,14 0,102 0,374" BL Кита M6.0e 12,52 15,85 0,000068 2800 0,14 0,109 Росс 154 (V1216 Стрельца) M3.5Ve 10,6 13,07 0,000417 0,24 0,171 0,337" Росс 248 (HH Андромеды) M5.5Ve 12,29 14,79 0,000108 0,17 0,121 0,316" ε Эридана K2V 3,73 6,19 0,305 5100 0,84 0,850 0,310" Лакайль 9352 (CD-36°15693) M1.5Ve 9,75 0,52 0,529 0,304" Росс 128 (FI Девы) M4.0Vn 13,51 0,00054 0,16 0,156 0,299" Звёзды, которые нельзя увидеть невооружённым глазом, помечены серым цветом

Изображение слайда
15

Слайд 15: Сравнительные характеристики звезд

S p M b M/M  L/L  R/R  T эф, K t m, лет O5 - 10,1 m 60 790000 14 44000 3 × 10 6 B0 - 7,1 m 16 52000 7,4 30000 10 7 B5 - 2,7 m 7 830 3,9 15400 3 × 10 7 A0 + 0,3 m 3 54 2,4 12500 2 × 10 8 A5 + 1,7 m 2 14 1,7 8200 6 × 10 8 F0 +2,6 m 1,8 6,5 1,5 7200 2 × 10 9 F5 + 3,4 m 1,5 3,2 1,4 6400 3 × 10 8 G0 + 4,2 m 1,05 1,5 1,1 6000 5 × 10 8 G5 + 4,9 m 0,92 0,8 0,92 5800 1,2 × 10 10 K0 + 5,6 m 0,78 0,4 0,85 5200 1,5 × 10 10 K5 + 6,7 m 0,69 0,15 0,72 4400 2 × 10 10 M0 + 7,4 m 0,51 0,08 0,60 3800 5 × 10 10 M5 + 9,6 m 0,2 0,01 0,27 3200 2 × 10 11 M8 + 11,9 m 0,1 0,001 0,11 2600 10 12 По спектральным классам

Изображение слайда
16

Последний слайд презентации: Физическая природа звёзд: Сравнительные характеристики звезд

Классы звезд Массы М ¤ Размеры R ¤ Плотность г/см 3 Светимость L ¤ Время жизни, лет % общего числа звезд Ярчайшие сверхгиганты до100 10 3 –10 4 < 0,000001 >10 5 10 5 < 0,000001 Сверхгиганты 50–100 10 2 –10 3 0,000001 10 4 –10 5 10 6 0,001 Яркие гиганты 10–100 > 100 0,00001 > 1000 10 7 0,01 Нормальные гиганты до 50 > 10 0,0001 > 100 10 7 –10 8 0,1 - 1 Субгиганты до 10 до 10 0,001 до 100 10 8 –10 9 Нормальные звезды 0,005-5 0,1-5 0,1-10 0,0001-10 10 9 –10 11 до 90 - белые до 5 3–5 0,1 10 10 9 - желтые 1 1 1,5 1 10 10 - красные 0,005 0,1 10 0,0001 10 11 –10 13 Белые карлики 0,01–1,5 до 0,007 10 3 0,0001 до 10 17 до 10 Нейтронные звезды 1,5–3 (до 10) 8–15 км (до 50 км) 10 13 –10 14 0,000001 до 10 19 0,01-0,001 по размерам

Изображение слайда