Astronomija

Žvaigždžių temperatūros ~ dažnio santykis?

Žvaigždžių temperatūros ~ dažnio santykis?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Remiantis „Wikipedia“, 76% visų žvaigždžių yra spektrinio tipo M, 12% - K, 7,5% - G ir kt. (Žr. Šį žvaigždžių klasifikavimo skyrių). Tai labai naudinga, bet yra per daug neaiški, nes temperatūros intervalas yra per didelis ir netaisyklingas, kad būtų galima nustatyti tikslią nulinės amžiaus pagrindinės sekos žvaigždės temperatūros dažnio pasiskirstymo formulę.

Ar yra tokia žinoma nulinės amžiaus pagrindinių sekų žvaigždžių pasiskirstymo histograma, pavaizduota kaip $ x = T_ {eff} $ ir $ y = text {žvaigždžių procentas} $?


Elektromagnetinis spektras

Visatos objektai siunčia didžiulį elektromagnetinės spinduliuotės diapazoną. Mokslininkai šį diapazoną vadina elektromagnetinis spektras, kurias jie suskirstė į daugybę kategorijų. Spektras parodytas 1 paveiksle, pateikiant tam tikrą informaciją apie bangas kiekvienoje dalyje ar juostoje.

1 paveikslas: Radiacija ir Žemės atmosfera. Šis paveikslas parodo elektromagnetinio spektro juostas ir tai, kaip gerai Žemės atmosfera jas praleidžia. Atkreipkite dėmesį, kad aukšto dažnio bangos iš kosmoso nepatenka į paviršių, todėl jas reikia stebėti iš kosmoso. Kai kurias infraraudonąsias ir mikrobangų bangas sugeria vanduo, todėl jas geriausia pastebėti iš didelio aukščio. Žemo dažnio radijo bangas blokuoja Žemės jonosfera. (nuopelnas: STScI / JHU / NASA darbo pakeitimas)


Žvaigždžių daugybė

Žvaigždžių daugybė yra visur esantis žvaigždžių susidarymo proceso rezultatas. Daugelio sistemų dažnis ir pagrindinės charakteristikos bei jų priklausomybė nuo pirminės masės ir aplinkos yra galingi įrankiai šiam procesui ištirti. Nors ankstyvieji bandymai buvo susiję su pasirinkimo šališkumu ir ribotu išsamumu, pastarųjų dviejų dešimtmečių instrumentų pasiekimai leidžia atlikti patikimą statistinę analizę. Šioje apžvalgoje mes apibendriname empirines žinias apie žvaigždžių daugumą pagrindinės sekos žvaigždėms ir rudiesiems nykštukams, taip pat tarp pagrindinių serijų žvaigždžių ir įterptųjų protostarų populiacijų. Tarp lauko objektų orbitos periodo pasiskirstymo daugybiškumas ir plotis yra stačios pirminės masės funkcijos, o masės santykio pasiskirstymas iš esmės yra plokščias daugumai populiacijų, išskyrus mažiausios masės objektus. Vizualinių palydovų dažnio laikas kinta dviem lygiagrečiais, pastoviais takeliais, atitinkančiais laisvas ir tankias žvaigždžių populiacijas, nors dabartiniai stebėjimai dar neskiria, ar pradinės daugybinės savybės yra universalios, ar priklauso nuo fizinių tėvų debesies sąlygų. Nepaisant to, šios kiekybinės tendencijos yra gausus skaitmeninių ir analitinių žvaigždžių susidarymo modelių palyginimo pagrindas.


Žvaigždžių šviesos modeliavimas

Įsivaizduokite, kad stebite iš žvaigždės sklindančią šviesą. Jūs naudojate prizmę, kad paskleistumėte šviesą nuo trumpiausio iki ilgiausio. (Jei nebandėte užsiėmimo „Išbandykite“, kai žiūrite į šviesą, atsispindinčią nuo kompaktinio disko (CD), turėtumėte tai išbandyti dabar.) Išsklaidę šviesą į bangos ilgius, naudokite elektroninę kamerą. išmatuokite, kiek kiekvienos bangos ilgio (raudonos, geltonos, infraraudonųjų spindulių ir kt.) šviesos yra žvaigždės skleidžiamoje šviesoje.

SDSS spektrografas, žiūrint iš šono

Šis prietaisas - prizmė plius elektroninė kamera - vadinamas spektrografu, ir tai yra viena iš naudingiausių astronomijos priemonių. Spektrografu sukurtas grafikas matuoja šviesos intensyvumą, palyginti su bangos ilgiu, šis grafikas vadinamas spektru (daugiskaita yra spektras). Iki SDSS pabaigos 2005 m. Ji išmatuos daugiau nei 1 milijoną spektrų.

Geriausias būdas sužinoti, kas sukėlė žvaigždės spalvą, būtų atlikti vienos žvaigždės eksperimentus, keičiant kai kurias jos savybes ir stebint gautą spalvą. Žinoma, astronomai negali atlikti eksperimentų su žvaigždėmis, kurios yra didžiulės, sudėtingos ir neįtikėtinai toli.

Kadangi negalite atlikti kontroliuojamo eksperimento, bandysite atlikti kompiuterinį modeliavimą. Žemiau pateiktoje simuliacijoje modeliuojama, kaip atrodys žvaigždės spektras ir vizualinė spalva, kai pakeisite žvaigždės temperatūrą.

Naršyti 3. Atidarykite žvaigždžių temperatūros modeliavimą. Pamatysite kompiuteriu imituojamos žvaigždės spektrą. Kairėje pusėje pamatysite simuliaciją, kaip atrodytų žvaigždė. Galite spustelėti bet kurį iš temperatūros mygtukų, kad pamatytumėte imituotą spektrą, arba laukelyje galite įvesti savo temperatūrą.

Ar pastebite ryšį tarp spektro smailės bangos ilgio ir imituojamos žvaigždės temperatūros? Kokia temperatūra suteikia didžiausią bangos ilgį mėlyname spektro rajone? Kokios spalvos yra žvaigždė? Ar smailės bangos ilgis ir spalva sutampa?

Raskite žvaigždę, kurios smailės bangos ilgis yra raudoname spektro srityje. Kokia tai spalva? Raskite raudonos spalvos žvaigždės smailės bangos ilgį. Kur smailės bangos ilgis?

Žmogaus kūno temperatūra yra apie 310K. Kur yra didžiausias žmogaus kūno bangos ilgis? Kodėl nešviečiate kaip žvaigždė?
PATARIMAS: pabandykite lėtai mažinti temperatūrą, kol pasieksite 310 K. Kaip pasikeičia imituota spalva?

Iššūkio klausimas: ar galite rasti kokią nors temperatūrą, kuri atrodytų žalia? Kodėl ar kodėl ne?

Kitame puslapyje sužinosite daugiau apie tai, kaip žvaigždės temperatūra lemia jos spalvą.


Žvaigždžių temperatūros ~ dažnio santykis? - Astronomija

Juodieji kūnai turi tris ypatybes:

1. Juodkūnas, kurio temperatūra yra aukštesnė nei absoliutus nulis, apskritai išskiria tam tikrą energiją

2. Aukštesnėje temperatūroje juodasis kūnas išskiria daugiau energijos bet kokiu bangos ilgiu nei a

3. Kuo aukštesnė temperatūra, tuo trumpesnis bangos ilgis, prie kurio maksimali energija

Pavyzdžiui, esant žemai temperatūrai, elektrinės viryklės degiklis skleidžia infraraudonąją spinduliuotę, kuri kaip šiluma perduodama kitiems objektams (pvz., Puodams ir maistui). Esant aukštesnei temperatūrai, jis taip pat skleidžia raudoną šviesą (matomos šviesos diapazono žemesnio dažnio galas). Jei elektros grandinė galėtų tiekti pakankamai energijos, temperatūrai toliau didėjant, degiklis taps geltonas ar net mėlynai baltas.

Saulė ir kitos žvaigždės daugeliu atvejų gali būti laikomos juodaisiais kūnais. Taigi galime įvertinti šių objektų temperatūrą pagal jų skleidžiamos spinduliuotės dažnius, kitaip tariant, pagal jų elektromagnetinius spektrus.

Šioje lentelėje pateikiami šiluminių mechanizmų spinduliavimo bangos ilgio diapazonų pavyzdžiai, medžiagos, skleidžiančios tame diapazone, temperatūrą ir keletas tokios šiluminės spinduliuotės šaltinių pavyzdžių.

Kuo objektas karštesnis, tuo trumpesnis jo skleidžiamos spinduliuotės bangos ilgis. Tiesą sakant, esant aukštesnei temperatūrai, išmetama daugiau energijos visais bangos ilgiais. Tačiau didžiausias energijos kiekis yra spinduliuojamas trumpesniais bangos ilgiais esant aukštesnei temperatūrai. Šie santykiai yra žinomi kaip Vienos įstatymas.

Elektromagnetinės spinduliuotės pluoštą galima laikyti mažų energijos paketų, vadinamų fotonais, srautu. Plancko dėsnis teigia, kad fotono nešama energija yra tiesiogiai proporcinga jo dažniui. Norint pasiekti tikslią energijos vertę, dažnis padauginamas iš „Planck's Constant“, kuri eksperimentiškai nustatyta kaip 6,625 x 10–27 erg sek. (Erg yra energijos vienetas.)

Susumavus visų elektromagnetinio spektro dalių indėlį, gaunama visa juodojo kūno skleidžiama energija per visus bangos ilgius. Ta bendra energija, kurią juodoji kūnas skleidžia per sekundę vienam kvadratiniam metrui esant tam tikrai temperatūrai, yra proporcinga jo absoliučios temperatūros ketvirtajai galiai. Šie santykiai yra žinomi kaip Stefano-Boltzmanno įstatymas. Pavyzdžiui, jei saulė būtų dvigubai karščiau nei yra ir tokio pat dydžio, tai yra, jei jos temperatūra būtų 11 600 K, ji spinduliuotų 2 4 arba 16 kartų daugiau energijos nei dabar.

Radiacijos srauto tankis apibrėžiamas kaip energija, gaunama ploto vienetui dažnio dažnių juostos pločio vienetui. Astronomai taip pat atsižvelgia į spinduliuotės ryškumą, kuris yra matematiškai tikslesnis energijos, gaunamos už ploto vienetą, apskaičiavimas tam tikram dažnių juostos pločiui, taip pat atsižvelgiant į kritimo kampą matavimo paviršiuje ir vientisą dangaus kampą. šaltinis. Gaunamos spinduliuotės ryškumas (visais dažniais) yra susijęs su spinduliuojančio objekto temperatūra ir gaunamos spinduliuotės bangos ilgiu.

Ryškumo kitimas su dažniu vadinamas ryškumo spektru. Spektrinė galia yra energija, stebima per laiko vienetą tam tikram dažnio pralaidumui.

Ryškumo spektro diagrama parodo iš šaltinio gautos spinduliuotės ryškumą, nes ji skiriasi pagal dažnį ir bangos ilgį. Žemiau esančiame grafike juodųjų kūnų ryškumas esant įvairioms temperatūroms pavaizduotas vertikalioje skalėje, o bangos ilgiai - horizontalioje skalėje.

Elektromagnetinės spinduliuotės ryškumas esant skirtingiems

Juodojo kūno objektų bangos ilgiai įvairioje temperatūroje

Pagrindinis dalykas, kurį reikia pastebėti šiuose siužetuose, yra tai, kad kreivės niekada nesikerta viena kitos. Todėl bet kokiu dažniu kiekvienam ryškumui yra tik viena temperatūra. Taigi, jei galite išmatuoti energijos ryškumą tam tikru dažniu, žinote spinduliuojančio objekto temperatūrą!

Nepaisant temperatūros, ne visos matomos žvaigždės yra geri radijo dažnių skleidėjai. Žvaigždes galime aptikti tik radijo dažniais

Jei jie skleidžia ne terminius mechanizmus (aprašyti toliau), arba

Jei jie yra mūsų Saulės sistemoje (tai yra mūsų saulėje), arba

Jei už spinduliuojančios žvaigždės yra dujų (pavyzdžiui, žvaigždžių vėjas).

Kaip paaiškėja, karščiausios ir ryškiausios žvaigždės skleidžia daugiau energijos dažniais, viršijančiais matomą diapazoną, nei žemiau jo. Tokios žvaigždės yra žinomos dėl rentgeno ir atominių dalelių spinduliuotės. Tačiau intensyvūs šilumos generatoriai, tokie kaip mūsų pačių saulė, radijo dažniuose skleidžia pakankamai energijos, kad jie būtų geri kandidatai radijo astronomijos tyrimams. Paukščių Tako galaktika skleidžia ir šiluminę, ir neterminę radijo energiją, radijo astronomams suteikiant daugybę įvairių klausimų, kuriuos galima apmąstyti.

Mūsų šiluminės kilmės radiacijos stebėjimai turi dvi savybes, kurios padeda ją atskirti nuo kitų rūšių radiacijos. Šiluminė spinduliuotė garsiakalbyje atsinaujina kaip grynas statinis šnypštimas, o šiluminės kilmės spinduliuotės energija dažniausiai didėja dažniu.


Žvaigždžių temperatūros ~ dažnio santykis? - Astronomija

karšta kaitinamoji dujų sfera, kurią laiko savo gravitacija gravitacija,
patraukli jėga, egzistuojanti tarp bet kurių dviejų materijos dalelių. Visuotinės traukos dėsnis

Kadangi gravitacinę jėgą patiria visa visatos materija, nuo didžiausių galaktikų iki mažiausių dalelių, ji dažnai vadinama
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. ir skleidžianti šviesą bei kitas elektromagnetinės spinduliuotės formas elektromagnetinė radiacija,
energija, spinduliuojama bangos pavidalu dėl elektrinių krūvių judėjimo. Judantis krūvis sukelia magnetinį lauką, o jei judėjimas keičiasi (pagreitėja), tada magnetinis laukas kinta ir savo ruožtu sukuria elektrinį lauką.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. kurio galutinis šaltinis yra branduolinė energija atominė energija,
energija, sukaupta atomo branduolyje ir išsiskirianti per dalijimąsi, susiliejimą ar radioaktyvumą. Šiuose procesuose nedidelis masės kiekis pagal santykį paverčiamas energija E = mc 2, kur E yra energija, m
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. .

Žvaigždžių savybės

Žvaigždės labai skiriasi mase masė,
fizikoje medžiagos kiekis kūne, nepriklausomai nuo jo tūrio ar jį veikiančių jėgų. Terminas neturėtų būti painiojamas su svoriu, kuris yra kūną veikiančios sunkio jėgos (žr. Gravitacija) matas.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. , dydis, temperatūra temperatūra,
santykinio objekto šilumos ar vėsumo matas. Temperatūra matuojama termometru ar kitu prietaisu, kurio skalė kalibruojama vienetais, vadinamais laipsniais. Laipsnio dydis priklauso nuo naudojamos temperatūros skalės.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. , ir visa energijos išeiga, arba šviesumas šviesumas,
astronomijoje - tai greitis, kuriuo objektas spinduliuoja visų tipų energiją visomis kryptimis. Žvaigždės spindis priklauso nuo jos dydžio ir temperatūros, kintančios kaip spindulio kvadratas ir ketvirtoji absoliučios paviršiaus temperatūros galia.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. . Saulė saulė,
intensyviai karštas, savaime šviečiantis dujų kūnas Saulės sistemos centre. Jo gravitacinė trauka palaiko planetų, kometų ir kitų Saulės sistemos kūnų orbitą.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. masė yra apie 2 kartus 1033 gramų, spindulys apie 7 kartus 1010 cm, paviršiaus temperatūra apie 6000 ° C, o šviesumas maždaug 4 kartus 1033 erg / sek. Daugiau nei 90% visų žvaigždžių masė yra nuo dešimtadalio iki 50 kartų didesnė nei saulės, dauguma yra palyginti blankios nykštukinės žvaigždės. Manoma, kad maždaug trys ketvirtadaliai visų Paukščių Tako žvaigždžių yra raudoni nykštukai. Kiti žvaigždžių kiekiai skiriasi daug didesniu diapazonu. Šviesiausios žvaigždės (išskyrus supernovas supernova,
masyvi žvaigždė paskutinėse žvaigždžių evoliucijos stadijose, kuri staiga susitraukia ir tada sprogsta, padidindama savo energijos kiekį net milijardą kartų. Supernovos yra pagrindiniai sunkiųjų elementų platintojai visatoje, visi elementai yra sunkesni už
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. ) yra apie dešimt milijonų kartų galingesni už saulę, o mažiausiai šviečiantys yra tik šimtoji galingesni. Raudoni milžinai raudonas milžinas,
žvaigždė, kuri yra palyginti kieta, bet labai šviesi dėl savo didelio dydžio. Manoma, kad visos normalios žvaigždės galiausiai praeis per raudonojo milžino fazę dėl žvaigždžių evoliucijos.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. , didžiausių žvaigždžių, dydis yra penkiolika šimtų kartų didesnis už saulę, jei ji būtų pastatyta į saulės padėtį, ji nusidrieks pusiaukelėje tarp Jupiterio ir Saturno. Priešingu kraštutinumu balti nykštukai baltasis nykštukas,
astronomijoje - žvaigždės tipas, kuris yra neįprastai silpnas dėl baltai karštos temperatūros (žr. masės ir šviesumo santykį). Paprastai balta nykštukinė žvaigždė turi saulės masę ir žemės spindulį, tačiau neišskiria pakankamai šviesos ar kitos spinduliuotės, kad būtų lengva
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. yra ne didesnės už žemę, o neutroninės žvaigždės neutronų žvaigždė,
nepaprastai maža, itin tanki žvaigždė, kurios dvigubai didesnė saulės masė, tačiau spinduliu tik keli mylios, paskutiniame žvaigždžių evoliucijos etape. Astronomai Baade ir Zwicky numatė neutroninių žvaigždžių egzistavimą 1933 m.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. yra tik kelių kilometrų spinduliu.

Matomos žvaigždės yra suskirstytos į šešias klases pagal tariamą ryškumą, o ryškiausias yra pirmasis dydis dydis,
astronomijoje matuok žvaigždės ar kito dangaus objekto ryškumą. Ptolemėjaus (2 d. Po Kr.) Kataloguotos žvaigždės, visos matomos be akies, buvo sureguliuotos pagal ryškumo skalę taip, kad ryškiausios žvaigždės būtų 1-ojo, o blankiausios - žvaigždės.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. o silpniausi yra šeštojo laipsnio. Žvaigždės skiriasi tariamu ryškumu tiek dėl to, kad jos guli skirtingais atstumais nuo mūsų, tiek dėl to, kad skiriasi faktiniu ar vidiniu ryškumu. Kintamos žvaigždės kintama žvaigždė,
žvaigždė, kuri periodiškai ar netaisyklingai skiriasi jos skleidžiamos šviesos intensyvumu. Kiti fiziniai pokyčiai paprastai koreliuoja su ryškumo svyravimais, tokiais kaip dydžio pulsacija, medžiagos išmetimas ir spektro tipo, spalvos ar
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. nešviečia nuolat, bet svyruoja reguliariai ar netaisyklingai. Supernova arba sprogstanti žvaigždė yra pati įspūdingiausia kintanti žvaigždė, užtemianti dvejetainė, kur dvi žvaigždės pakaitomis pasislepia ir paskui sustiprina viena kitos šviesą, nėra tikras kintamasis.

Iš žvaigždės gaunama šviesa susideda iš spektro spektras,
pagal bangos ilgį, dažnį, energiją ar kokią nors kitą savybę atskirtas šviesos ar kitos spinduliuotės formos išdėstymas ar rodymas. Krūvio dalelių pluoštai gali būti atskirti pagal spektrą pagal masę spektrometre (žr. Masių spektrografą).
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. bangos ilgių, tuo karštesnė žvaigždė, tuo trumpesnis bangos ilgis, kuriuo šviesa yra intensyviausia. Žvaigždės spalva yra glaudžiai susijusi su jos paviršiaus temperatūra. Raudonųjų žvaigždžių paviršiaus temperatūra yra apie 3000 ° C, o mėlynai baltų - virš 20 000 ° C (žr. Spektrinę klasę) spektrinė klasė,
astronomijoje - žvaigždžių klasifikacija pagal jų spektrą ir šviesumą. 1885 m. E. C. Pickeringas pradėjo pirmą plačią bandymą klasifikuoti žvaigždes spektroskopiškai.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. ).

Žvaigždžių struktūra ir žvaigždžių evoliucija

Žvaigždžių struktūros teorija žvaigždžių struktūra,
fizinės žvaigždės savybės ir joje vykstantys procesai. Išskyrus saulę, astronomai turi padaryti išvadas dėl žvaigždžių struktūros, remdamiesi šviesa ir kita spinduliuote iš žvaigždžių, kurios yra už šviesos metų.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. skaičiuojant žvaigždžių pusiausvyros konfigūracijas, taiko fizikos dėsnius. Pagal šią teoriją žvaigždės masė ir cheminė sudėtis lemia visas kitas jos savybes. Kadangi daugumoje žvaigždžių yra daugiau kaip 90% vandenilio, cheminės sudėties pokyčiai yra nedideli ir turi nedidelį poveikį. Masės kitimas yra pagrindinis veiksnys, padvigubinus masę, šviesumas padidėja daugiau nei 10 kartų. Kad žvaigždė būtų stabili, gravitacijos gniuždymo jėga turi būti tiksliai subalansuota pagal dujų tendenciją plėstis. Taigi žvaigždės dydis ir temperatūra yra svarbūs, tarpusavyje susiję veiksniai.

Nepaisant didžiulio slėgio, kurį sukelia masyvūs sluoksniai virš jo, žvaigždės centrinis regionas arba šerdis išlieka dujinis. Tai įmanoma, nes šerdyje yra milijonų laipsnių temperatūra. Esant tokiai temperatūrai, susiliejus vandeniliui, branduolio energija išsiskiria, kad susidarytų helis, principas yra toks pats kaip vandenilio bombos.Kol branduolinė energija pasiekia žvaigždės paviršių, ji iš esmės virto matoma šviesa, kurios spektras būdingas labai karštam kūnui (žr. Juodakūnį juodasis kūnas,
fizikoje ideali juoda medžiaga, kuri sugeria viską ir neatspindi nė vienos ant jos krintančios spinduliuotės energijos. Lemputė juoda arba miltelių pavidalo anglis, atspindinti mažiau nei 2% į ją patekusios radiacijos, šiurkščiai prilygsta medžiagai, susidedančiai iš
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. ). Žvaigždžių evoliucijos teorija žvaigždžių evoliucija,
žvaigždės gyvenimo istorija, pradedant kondensacija iš tarpžvaigždinių dujų (žr. tarpžvaigždinę medžiagą) ir baigiant kartais katastrofiškai, kai žvaigždė išeikvoja savo branduolinį kurą arba nebegali prisitaikyti prie stabilios konfigūracijos.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. teigia, kad žvaigždė turi keistis, nes sunaudoja vandenilį ją veikiančiose branduolinėse reakcijose. Galiausiai kiekviena žvaigždė turi mirti, retai sprogus supernovai, kai jos branduolinės reakcijos galimybės yra išnaudotos. Supernovose sukurti sunkieji atomai (žr. Nukleosintezę nukleosintezė
arba nukleogenezė,
astronomijoje visų cheminių elementų gamyba iš paprasčiausio elemento, vandenilio, termobranduolinėmis reakcijomis žvaigždėse, supernovose ir visatos pradžioje vykstančio didžiojo sprogimo metu (žr. branduolio branduolinę energiją).
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. ) yra išskleidžiami, kad taptų tarpžvaigždinės medžiagos dalimi, iš kurios nuolat formuojasi naujos žvaigždės.

Žvaigždžių vieta ir judėjimas

Visatoje yra milijardai galaktikų ir kiekviena galaktika galaktika,
didelis agregatas žvaigždžių, dujų, dulkių ir dažniausiai tamsiosios medžiagos, paprastai turinčios milijardus žvaigždžių. Pripažinimas, kad galaktikos yra nepriklausomos žvaigždžių sistemos, esančios už Paukščių Tako ribų, atkeliavo iš Edvino P. atlikto Andromedos galaktikos (1926 & # 821129) tyrimo.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. yra milijardai žvaigždžių. Nepaisomos akies matomos žvaigždės yra visos mūsų pačių galaktikos, Paukščių Tako Paukščių takas,
galaktika, kurios dalis yra saulė ir Saulės sistema, vertinama kaip plati šviesos juosta, nusileidžianti per naktinį dangų iš horizonto į horizontą, jei jos neužstoja horizontas, ji būtų matoma kaip apskritimas aplink visą dangų.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. . Žvaigždės nėra vienodai paskleistos per galaktiką. Jie dažnai susitelkia žvaigždžių grupėse žvaigždžių spiečius,
žvaigždžių grupė, esanti arti vienas kito erdvėje ir panašūs vienas į kitą tam tikromis savybėmis, kurios rodo bendrą grupės kilmę. Žvaigždės toje pačioje grupėje juda tuo pačiu greičiu ir ta pačia kryptimi.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. net 100 000 žvaigždžių. Daugelis žvaigždžių, kurios net galingiausiuose teleskopuose pasirodo kaip vieni šviesos taškai, iš tikrųjų yra dviejų ar daugiau žvaigždžių sistemos, skriejančios aplink vienas kitą, arba bendras svorio centras, sujungtas dvejetainių žvaigždžių tarpusavio gravitacijos traukos. dvinarė žvaigždė
arba dvejetainė sistema,
žvaigždžių pora, kurią laiko jų abipusė traukos jėga ir sukasi apie bendrą jų masės centrą. 1650 m. Riccioli padarė pirmąjį dvejetainės sistemos atradimą - vidurinę žvaigždę, esančią „Big Dipper“ rankenoje, „Zeta“.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. yra labiausiai paplitę tarp šių kelių žvaigždžių sistemų.

Senovėje buvo manoma, kad žvaigždės yra nejudančios, o jų fiksuoti modeliai danguje buvo vadinami žvaigždynais žvaigždynas,
įprastai vartojant žvaigždžių grupę, kuri tinkamai formuoja dangaus konfigūraciją, žvaigždynas yra apibrėžtas dangaus regionas, kuriame yra žvaigždžių konfigūracija.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. . Dabar yra žinoma, kad žvaigždės juda per kosmosą, nors jų judėjimas yra per mažas, kad būtų galima aptikti per žmogaus gyvenimą be tikslių matavimų. Nuo pastebėto tinkamo judesio tinkamas judesys,
astronomijoje akivaizdus žvaigždės judėjimas dangaus sferoje, paprastai matuojamas kaip lanko sekundės per metus, atsiranda dėl faktinių saulės ir žvaigždės santykinių judesių per kosmosą. Tinkamas judėjimas atspindi tik skersinį judėjimą, t.y.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. (akivaizdžios padėties dangaus sferoje pokytis dangaus sfera,
įsivaizduojama begalinio spindulio sfera, kurios centre yra žemė. Jis naudojamas apibūdinti žvaigždžių ir kitų objektų padėtį ir judesius. Šiuo tikslu bet kurį astronominį objektą galima laikyti matymo linijos taške
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. ), žvaigždės atstumas nuo žemės ir radialinis greitis radialinis greitis,
astronomijoje - greitis, kuriuo žvaigždė juda link saulės ar nuo jo. Jis nustatomas pagal raudonos arba mėlynos spalvos žvaigždės poslinkį.
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. (judėjimas išilgai regėjimo linijos), galima nustatyti tikrąjį žvaigždės greitį erdvėje. Taip pat žiūrėkite rudąjį nykštuką rudasis nykštukas,
astronomijoje dangaus kūnas, kuris yra didesnis už planetą, tačiau neturi pakankamai masės, kad vandenilis paverstų heliu per branduolio sintezę, kaip tai daro žvaigždės. Taip pat vadinamos „žlugusiomis žvaigždėmis“ rudieji nykštukai susidaro taip pat, kaip ir tikrosios žvaigždės (susitraukiant sūkuriui
. Norėdami gauti daugiau informacijos, spustelėkite nuorodą. .

Bibliografija

Žr. C. de Jager, Ryškiausios žvaigždės (1980) G. O. Abellas, Visatos tyrinėjimas (5-asis leidimas, 1987) R. J. Tayloras, Žvaigždės: jų struktūra ir raida (1994) A. C. Phillipsas, Žvaigždžių fizika (1994).

Nors įprastose žvaigždžių masėse yra tik santykinai siauras diapazonas, būtent žvaigždės masė lemia kitas jos savybes & # x2013 šviesumą, temperatūrą, dydį & # x2013 ir jos vystymosi būdą. Šie dydžiai yra susiję su mase pagal žvaigždės struktūros lygtis. Kiti žvaigždžių parametrai rodo kur kas didesnį diapazoną nei žvaigždžių masė: pavyzdžiui, žvaigždės spindis yra proporcingas maždaug ketvirtai jos masės galiai saulės tipo žvaigždei, o masės kubo galiai - masyviai žvaigždei (žr. masės ir švytėjimo santykis) žvaigždžių šviesumo diapazonas yra maždaug 10 10. Žvaigždės gyvenimas taip pat priklauso nuo jos masės: mažos masės žvaigždės gyvena žymiai ilgiau nei didelės masės.

Visos žvaigždės susideda daugiausia iš vandenilio ir helio. Tai pirmą kartą pasiūlė 1925 m. Cecilia Payne-Gaposchkin, o 1929 m. Patvirtino H. N. Russellas. Cheminių elementų proporcijos Saulėje reikšmingai nesiskiria nuo daugumos kitų žvaigždžių. Ši masės sudėtis yra 70 & # x0025 vandenilio, 28 & # x0025 helio, o likusieji elementai & # x2013 astronomijoje žinomi kaip metalai ar sunkieji elementai & # x2013 sudaro tik 2 & # x0025 pagal atomų skaičių, tai yra 90,8 & # x0025 vandenilis, 9,1 ir # x0025 helis, 0,1 ir # x0025 metalai.

Žvaigždės savybes galima nustatyti tik tada, kai žinomas jos atstumas. Atstumo nustatymo metodas priklauso nuo paties atstumo: mažiausi atstumai randami tiesiogiai matuojant žvaigždės metinį paralaksą. Didesni atstumai reikalauja netiesioginių metodų. Artimiausia žvaigždė „Proxima Centauri“ yra už 1,3 parseko. Žvaigždės, esančios mūsų artimiausioje vietovėje, dažniausiai yra jaunos žvaigždės, užimančios išorines mūsų Galaktikos disko dalis, besisukančias aplink galaktikos centrą. Daugelis vis dar lieka atvirose grupėse, o daugiau nei 50 & # x0025 visų stebimų žvaigždžių yra dvejetainės žvaigždės arba kelios žvaigždės.

Žvaigždė yra savaime šviečiantis dangaus kūnas. Nors paprastai apie tai negalvojama, tačiau Saulė taip pat yra žvaigždė. Savarankiškumas išskiria žvaigždes nuo planetų, kurios šviečia dėl atspindėtos šviesos. Senoliai šio skirtumo nepadarė, o planetas jie vadino klaidžiojančiomis (žodžio planeta etimologine prasme) žvaigždėmis ir tikrosiomis žvaigždėmis kaip fiksuotomis žvaigždėmis.

savaime šviečiantis dangaus kūnas, susidedantis iš kaitrinių dujų ir savo prigimtimi panašus į saulę. Saulė atrodo nepalyginamai didesnė už žvaigždes tik dėl jos artumo žemei: šviesa nuo saulės į žemę skrieja per 8 & # 8531 min., O nuo artimiausios žvaigždės, & alfa Kentauri, per ketverius metus ir tris mėnesius. Dėl didelio atstumo nuo žemės žvaigždės yra matomos kaip taškai, o ne diskai, net teleskopuose (priešingai nei planetose). Abiem dangaus pusrutuliuose be mėnulio naktį plika akimi matoma apie 5000 žvaigždžių. Milijardai žvaigždžių matomi galinguose teleskopuose.

Bendra informacija. Trumpa žvaigždžių tyrimo istorija. Žvaigždžių tyrimas išaugo iš pastangų patenkinti specifinius visuomenės poreikius (būtinybė orientuotis kelionių metu, kalendorių sudarymas, tikslaus laiko nustatymas). Dar tolimoje senovėje žvaigždžių dangus buvo padalintas į žvaigždynus. Ilgą laiką žvaigždės buvo laikomos fiksuotais taškais, kurių atžvilgiu buvo stebimi planetų ir kometų judesiai. Nuo Aristotelio laikų (IV a BC.) daugelį amžių buvo tikima, kad žvaigždžių dangus yra amžina ir nekintama krištolo sfera, už kurios ribų yra dievų buveinė. XVI amžiaus pabaigoje italų astronomas Giordano Bruno mokė, kad žvaigždės yra tolimi kūnai, panašūs į mūsų saulę. Pirmąją kintamą žvaigždę atrado 1596 m. (Vokiečių astronomas D. Fabricius), o pirmąją dvigubą - 1650 m. (Italų mokslininkas G. Riccioli). 1718 m. Anglų astronomas E. Halley atrado tinkamus trijų žvaigždžių judesius. XVIII amžiaus antroje pusėje rusų mokslininkas M. V. Lomonosovas, vokiečių mokslininkas I. Kantas ir britų astronomai T. Wrightas ir W. Herschelis, be kita ko, išsakė teisingas mintis apie žvaigždžių sistemą, kuriai priklauso saulė. Tarp 1835 ir 1839 rusų astronomas V. la. Struve, vokiečių astronomas F. Besselis ir britų astronomas T. Hendersonas pirmą kartą nustatė atstumus iki trijų netoliese esančių žvaigždžių. 1860 m. Ir rsquos spektroskopas buvo naudojamas žvaigždėms tirti, o nuotraukos buvo pradėtos naudoti 1880 m. 1900 m. Rusijos astronomas A. A. Belopolis & rsquoskii eksperimentiškai parodė Doplerio & rsquos principo pagrįstumą optiniams reiškiniams, kurių pagrindu galima nustatyti dangaus objekto greitį išilgai regėjimo linijos pagal jo spektro linijų poslinkį. Stebėjimų kaupimas ir fizikos plėtra išplėtė mūsų žinias apie žvaigždes.

20-ojo amžiaus pradžioje, ypač po 1920 m., Moksle atsirado revoliucinių idėjų apie žvaigždes. Žvaigždės pradėtos vertinti kaip fiziniai kūnai, jų struktūra, sudedamųjų dalių pusiausvyros sąlygos ir energijos šaltiniai. Šių idėjų atsiradimas buvo susijęs su atominės fizikos sėkme, kuri paskatino kiekybinę žvaigždžių spektrų teoriją, ir su branduolinės fizikos pasiekimais, kurie leido analogiškai apskaičiuoti energijos šaltinius ir vidines žvaigždžių struktūras ( svarbiausius rezultatus gavo vokiečių mokslininkai R. Emdenas, K. Schwarzschildas ir H. Bethe, britų mokslininkai A. Eddingtonas, EA Milne'as, amerikiečių mokslininkai H. Russellas ir RF Christy ir sovietų mokslininkas SA Zhevakin ). XX a. Viduryje, plečiant stebėjimo išteklius ir naudojant kompiuterius, žvaigždžių tyrimas įgijo dar didesnį gylį (amerikiečių mokslininkai M. Schwarzschildas ir A. Sandage'as, britų mokslininkas F. Hoyle, japonų mokslininkas C. Hayashi). ). Didelė sėkmė taip pat buvo pasiekta tiriant energijos transportavimą žvaigždžių fotosferose (sovietų mokslininkai ER Mustel & rsquo ir V. V. Sobolevas bei amerikiečių mokslininkas S. Chandrasekharas) ir tyrinėjant žvaigždžių sistemų struktūrą ir dinamiką (olandų mokslininkas J. Oortas , sovietų mokslininkai PP Parenago ir BV Kukarkin).

Žvaigždžių parametrai. Pagrindinės žvaigždės charakteristikos yra jos masė, spindulys (išskyrus išorinius skaidrius sluoksnius) ir šviesumas (bendras spinduliuojamos energijos kiekis). Šie dydžiai dažnai išreiškiami kaip saulės masės, spindulio ir švytėjimo dalys. Taip pat naudojami šie parametrai, gauti iš pagrindinių parametrų: efektinė temperatūra spektrinė klasė, apibūdinanti žvaigždžių atmosferoje esančių atomų jonizacijos ir sužadinimo laipsnį, absoliutų žvaigždžių dydį (tai yra žvaigždės dydis) standartinis 10 parsekų atstumas) ir spalvų indeksas (dydžių skirtumas nustatytas dviejuose skirtinguose spektriniuose regionuose).

Žvaigždžių populiacija yra labai įvairi. Tam tikros žvaigždės yra milijonus kartų didesnės (tūrio) ir ryškesnės už saulę (milžiniškos žvaigždės). Tuo pačiu metu yra daugybė žvaigždžių, kurias pagal savo dydį ir spinduliuojamą energijos kiekį (nykštukus) žymiai pralenkia saulė (žr. 1 pav.). Žvaigždžių šviesumas taip pat yra įvairus. Taigi žvaigždės S Doradus spindesys yra 400 000 kartų didesnis nei saulės. Žvaigždės gali būti difuzinės arba itin tankios. Vidutinis daugybės milžinų tankis yra šimtus tūkstančių kartų mažesnis už vandens tankį, o vadinamųjų baltųjų nykštukų tankumas, priešingai, šimtus tūkstančių kartų didesnis. Žvaigždžių masė skiriasi mažiau.

Tam tikrų tipų žvaigždžių ryškumas periodiškai keičiasi. Tokios žvaigždės vadinamos kintamosiomis žvaigždėmis. Novose įvyksta didžiuliai pokyčiai, kuriuos lydi staigus ryškumo padidėjimas. Jose maža žvaigždutė, nykštukas, didėja kelias dienas. Atsiskiria dujinis apvalkalas. Šis apvalkalas toliau plečiasi ir, plečiantis, išsisklaido erdvėje. Tada žvaigždė vėl susitraukia iki mažo dydžio. Dar didesni svyravimai įvyksta supernovų protrūkių metu.

Žvaigždžių spektrų tyrimas leidžia nustatyti jų atmosferos cheminę sudėtį. Žvaigždės, kaip ir saulė, susideda iš tų pačių cheminių elementų, randamų žemėje. Žvaigždėse vyrauja vandenilis (apie 70 proc. Masės) ir helis (apie 25 proc.), Likę elementai, tarp kurių daugiausia deguonies, azoto, geležies, anglies ir neono, yra beveik tokie patys kaip ir žemė. Kol kas stebėti galima tik išorinius žvaigždžių sluoksnius. Tačiau tiesioginių stebėjimų duomenų koreliacija su išvadomis, gautomis iš bendrųjų fizikos dėsnių, leido sukonstruoti žvaigždžių vidinės struktūros teoriją ir žvaigždžių energijos šaltinius.

Iš visų nuorodų, saulė yra tipiška žvaigždė. Yra visokių priežasčių manyti, kad daugybė žvaigždžių turi tokią planetų sistemą kaip saulė. Dėl jų atokumo vis dar neįmanoma tiesiogiai stebėti tokių žvaigždžių palydovų net galingiausiais teleskopais. Jiems nustatyti reikalingi subtilūs tyrimo metodai, tikslūs stebėjimai dešimtimis metų ir sudėtingi skaičiavimai. 1938 m. Švedų astronomas E. Holmbergas pradėjo įtarti, o vėliau sovietų astronomas A. N. Deichas ir kiti nustatė nematomų palydovų, priklausančių 61 Cygni žvaigždei ir kitoms žvaigždėms šalia saulės, egzistavimą. Taigi mūsų planetinė sistema nėra išskirtinis reiškinys. Gyvenimas tikriausiai egzistuoja ir daugelyje planetų, apvažiuojančių kitas žvaigždes, o žemė šiuo atžvilgiu nėra išimtis.

Žvaigždės dažnai išsidėsčiusios poromis, sukasi aplink bendrą masės centrą, tokios žvaigždės vadinamos dvinarėmis žvaigždėmis. Taip pat sutinkamos trigubos žvaigždės ir kelios žvaigždžių sistemos.

Žvaigždžių išsidėstymas vienas kito atžvilgiu bėgant laikui keičiasi dėl jų judėjimo galaktikoje. Žvaigždės sudaro didžiules žvaigždžių sistemas kosmose ir mdashgalaxies. Paukščių Tako galaktiką (kuriai priklauso saulė) sudaro daugiau nei 100 milijardų žvaigždžių. Tyrimas apie jo struktūrą rodo, kad daugelis žvaigždžių yra sugrupuotos į žvaigždžių grupes, žvaigždžių asociacijas ir kitas formacijas.

Žvaigždžių tyrime yra du vienas kitą papildantys metodai. Žvaigždžių astronomija, žiūrinti į žvaigždes kaip objektus, pasižyminčius tam tikromis savybėmis, tiria žvaigždžių judėjimą, jų pasiskirstymą mūsų galaktikoje ir grupėse bei skirtingus statistinius dėsningumus. Žvaigždėse vykstantys fiziniai procesai, jų spinduliavimas, struktūra ir evoliucija tiriami astrofizikoje.

Žvaigždžių masės. Masės gali būti tiesiogiai nustatomos tik dvinarėms žvaigždėms, remiantis jų orbitų tyrimu. Spektroskopiniams dvinariams matuojant Doplerio spektrinių linijų poslinkį, galima nustatyti komponentų apsisukimų periodą ir kiekvieno komponento didžiausio greičio projekciją regėjimo linijoje. Panašūs matavimai gali būti atliekami naudojant tam tikrus vaizdinius dvejetainius failus. Duomenų pakanka komponentų masių santykiams apskaičiuoti. Absoliutias masių vertes galima nustatyti, jei sistema tuo pačiu metu yra užtemdanti dvejetainė, tai yra, jei jos orbita matoma į kraštus ir komponentai pakaitomis užtemdo vienas kitą. Ištyrus dvinarių žvaigždžių mases, paaiškėja, kad egzistuoja statistinis ryšys tarp pagrindinių sekų žvaigždžių masių ir šviesių. Šis ryšys, kuris galioja ir pavienėms žvaigždėms, leidžia netiesiogiai įvertinti žvaigždžių mases nustatant jų šviesumą.

Žvaigždžių šviesumas ir atstumai. Pagrindinis atstumų iki žvaigždžių nustatymo metodas yra matomas jų poslinkis tolimesnių žvaigždžių fone, kai žemė sukasi aplink saulę. Pats atstumas apskaičiuojamas pagal poslinkį (paralaksą), kurio dydis yra atvirkščiai proporcingas atstumui. Tačiau šis matavimo metodas taikomas tik artimiausioms žvaigždėms.

Jei atstumas iki žvaigždės ir jos matomas dydis m yra žinomi, absoliutus dydis M galima rasti iš formulės

M = m + 5 ir minus 5 rąstai r

kur r yra atstumas iki žvaigždės, išreikštas parsekais. Nustačius skirtingų spektrinių klasių žvaigždžių vidutinius absoliučius dydžius ir palyginus juos su tų pačių klasių specifinių žvaigždžių matomu dydžiu, taip pat galima nustatyti atstumus iki nutolusių žvaigždžių, kurių paraleliniai poslinkiai yra nepastebimi (vadinamieji spektroskopiniai) paralaksai). Absoliutus tam tikrų tipų žvaigždžių kintamumas (pavyzdžiui, cefeidės) gali būti nustatomas pagal jų spindesio periodą, o tai taip pat leidžia nustatyti jų atstumus.

Atstumai taip pat vertinami pagal sisteminius žvaigždžių radialinių greičių ir tinkamų judesių komponentus, kuriuos sukelia galaktikos sukimosi ypatumai ir saulės (kartu su žeme) judėjimas erdvėje, taigi, priklausomai nuo žvaigždės atstumo. . Norint pašalinti atskirų žvaigždžių tinkamo greičio poveikį, tuo pačiu metu nustatomi atstumai iki didelių žvaigždžių grupių (statistiniai arba grupiniai paralaksai).

Ryškiausios žvaigždės pateiktos 1 lentelėje, o artimiausios - 2 lentelėje.

Žvaigždžių temperatūra ir spektrinės klasės. Energijos pasiskirstymas kaitinamųjų kūnų spektruose nėra vienodas. Didžiausias radiacijos intensyvumas krinta esant skirtingiems bangos ilgiams, esant skirtingoms temperatūroms, ir pasikeičia bendros spinduliuotės spalva. Šių efektų žvaigždėse tyrimas, energijos pasiskirstymo žvaigždžių spektruose tyrimas ir spalvų indeksų matavimai leidžia nustatyti žvaigždžių temperatūrą. Žvaigždžių temperatūra taip pat nustatoma pagal santykinį tam tikrų linijų intensyvumą jų spektruose, leidžianti nustatyti žvaigždžių spektrinę klasę. Spektrinės žvaigždžių klasės priklauso nuo temperatūros ir yra žymimos raidėmis O, B, A, F, G, K ir M mažėjančios temperatūros tvarka. Be to, antrinė anglies žvaigždžių C seka (anksčiau vadinta R ir N) išsišakoja iš G klasės ir antrinė S šaka iš K klasės. Planetinių ūkų (P klasė) ir „Wolf-Rayet“ žvaigždžių, turinčių platų spinduliavimą, karštesnės žvaigždės ir branduoliai spektro linijos (W klasė) ir mdashare, atskirtos nuo O. Jei žinomas spektro linijų susidarymo mechanizmas, temperatūrą galima apskaičiuoti pagal spektro klasę, jei žinomas gravitacijos pagreitis ant žvaigždės ir rsquos paviršiaus. Tai susiję su vidutiniu jos fotosferos tankiu ir dėl to su žvaigždės matmenimis (tankį galima įvertinti iš

1 lentelė. Ryškiausios žvaigždės
vardasMatomas dydis (V sistema)Spektrinė klasė ir šviesumo klasėTinkamas judesysParalaksasRadialinis greitis (km / sek.)Tangentinis greitis (km / sek.)Absoliutus dydis (V sistema)Šviesumas (saulės spindulių vienetais)
& alfa Canis MajorisA1 V
A5
1,32 & quot0,375 & quot& minusas817& minus1,4
+11.4
22.4
0.002
& alfa Carinae& minus0,75FO Ib & ndashII0,02 & quot0,018 & quot+205& minus4.44700
& alfa Bootis& minus0.05K2 IIIp2,28 & quot0,090 & quot& minusas5120& minus0,3107
& alfa lyrae+0.03AO V0,34 & quot0,123 & quot& minusas1413+0.551
& alfa CentauriG2 V
K5
3,68 & quot0,751 & quot& minus2223+4.5
+5.9
1.3
0.34
& alfa Aurigae0.08G8 III0,44 & quot0,073 & quot+3029& minus0,6141
& beta Orionis0.13B8 Ia0,00 & quot0,003 & quot+240& minusas7,581,000
& alfa Canis MinorisF5 IV-V
baltasis nykštukas
1,25 & quot0,288 & quot& minusas320+2.6
+13.1
7.4
0.0004
& alfa Orionis0,42 varM2 laboratorija0,03 & quot0,005 & quot+2128& minus 6.122,400
& alfa Eridani047B5 IV0,10 & quot0,032 & quot+1915& minus2,0510
& beta Centauri0.59B1 II0,04 & quot0,016 & quot& minus1211& minus3,41,860
& alfa Akvilės0.76A7 IV-V0,66 & quot0,198 & quot& minus2616+2.39.8
& alfa CrucisB1 IV
B1
0,04 & quot0,008 & quot& minusas624& minus4,7
4.2
6,200
3700
& alfa TauriK5 III
M2 V
0,20 & quot0,048 & quot+5420& minus0,7
+11.8
155
0.0015
& alfa ScorpiiM1 la
B4
0,03 & quot0,019 & quot& minusas37& minus2,7
3.2
980
4.1
& alfa Virginis0,97 var.B1 V0,05 & quot0,021 & quot+111& minus2,4740
& beta Geminorum1.14KO III0,62 & quot0,093 & quot+332+1.032
& alfa Piscis Austrini1.16A3 V0,37 & quot0,144 & quot+612+2.013
& alfa Cygni1,25 var.A2 la0,00 & quot0,003 & quot& minusas30& minusas 6.224,600
& alfa LeonisB7 V
K2
0,24 & quot0,039 & quot+329& minus0,7
+5.6
& minusas11
155
0.45
0.003
2 lentelė. Artimiausios žvaigždės
vardasMatomas dydisSpektrinė klasė ir šviesumo klasėTinkamas judesysParalaksasAtstumas (parsekai)Absoliutus dydis (V sistema)
„Proxima Centauri“. 10.68M5e3,85 & quot0.762 ir pagrindinis1.31+ 15.1
& alfa Centauri A. 0.32G2V3.79 ir premjeras0,751 ir pagrindinis1.33+ 4.76
& alfa Centauri B. 1.72K5 V + 6.16
Barnard & rsquos žvaigždė. 9.54M5 V10.30 ir premjeras0,545 ir gruntuoti1.83+ 13.22
Vilkas 359. 13.66dM6e4.84 ir premjeras0,427 ir „Prime“2.34+ 16.62
BD + 36 ir deg2147. 7.47M2V4.78 ir premjeras0,396 ir pagrindinis2.52+ 10.46
Sirijus A. -1.47A1 V1.32 ir premjeras0,375 ir pagrindinis2.66+ 1.42
Sirijus B. 8.67A5 + 11.55
. „Luyten 726 & rsquo8“ („UV Ceti“)dM6e
dM6e
3.36 ir premjeras0,371 ir premjeras2.69+ 15.3
+15.8
Ross 154. 10.6dM4e0,67 ir premjeras0.340 ir pirminis2.93+ 13.3
Ross 248. 12.24dM6e1.58 ir premjeras0,316 ir pagrindinis3.16+ 14.74
& # 8714 Eridani. 3.73K2 V0,97 ir „Prime“0.303 ir premjeras3.30+ 6.14
Ross 128. 11.13dM51.40 ir premjeras0,298 ir „Prime“3.34+ 13.50
Luyten 789 & ndash6. 12.58dM6e3.27 ir premjeras0,298 ir „Prime“3.34+ 14.9
BD Cygni A. 5.19K5 V5.22 ir premjeras0,292 ir premjeras3.42+ 7.52
BD Cygni B. 6.02K7 V + 8.35
Procyon A. 0.34F5 IV-V1.25 ir premjeras0.288 & Prime3.48+ 2.67
Procyon B. 10.7dF + 13.1
& # 8714 lndi. 4.73K5 V4.67 ir premjeras0.285 & Prime3.50+ 7.0
BD + 59 ir deg1915 A. 8.90dM42.29 ir premjeras0,278 ir „Prime“3.58+ 11.12
BD + 59 ir deg1915 B. 9.69dM5 + 11.91
BD + 43 ir deg44 A. 8.07M1 V2.91 ir premjeras0,278 ir „Prime“3.58+ 10.29
BD + 43 ir deg44 B. 11.04M6 V + 13.26
& tau Ceti. 3.50G8 Vp1.92 ir premjeras0.275 & Prime3.62+ 5.70
CD-f36 ir deg15693. 7.39M2V6.87 ir premjeras0,273 ir premjeras3.65+9.57
BD + 5 ir deg1668. 9.82dM43.73 ir premjeras0.266 ir „Prime“3.75+ 11.95
CD-39 ir deg4192. 6.72MO I3.46 ir premjeras0,255 ir „Prime“3.90+ 8.75
„Kapteyn & rsquos“ žvaigždė. 8.8sdMO8.79 ir premjeras0,251 ir premjeras3.99+ 10.8

spektrų detalės). Spektrinės klasės ar spalvų indekso priklausomybė nuo efektyvios temperatūros vadinama efektyviosios temperatūros skale. Jei temperatūra yra žinoma, teoriškai galima išsiaiškinti, kuri žvaigždės & rsquos spinduliuotės dalis yra ultravioletinių ir infraraudonųjų spindulių nematomose spektro dalyse. Absoliutus žvaigždės dydis ir korekcija, leidžianti spinduliuoti ultravioletinių ir infraraudonųjų spindulių plotuose (bolometrinė korekcija) leidžia nustatyti bendrą žvaigždės šviesumą.

Žvaigždžių spinduliai. Jei efektyvi temperatūra Tef ir ryškumas L yra žinomi, spindulys R žvaigždės gali būti apskaičiuojama pagal formulę

remiantis Stefano-Boltzmanno radiacijos dėsniu (& sigma yra Stefano & rsquos konstanta). Žvaigždžių, turinčių didelius kampinius matmenis, spindulius galima tiesiogiai išmatuoti žvaigždžių interferometrais. Užtemusiose dvejetainėse versijose galima apskaičiuoti maksimalių komponentų skersmenų vertes, išreikštas jų santykinės orbitos pusiau didelės ašies dalimis.

Žvaigždžių sukimasis. Žvaigždžių sukimasis tiriamas naudojant jų spektrus. Sukimosi metu vienas žvaigždės & rsquos disko kraštas atsitraukia nuo mūsų, o kitas artėja prie mūsų tuo pačiu greičiu. Dėl to linijos išsiplečia žvaigždžių ir rsquos spektre, kuris tuo pačiu metu gaunamas iš viso disko, ir pagal Dopplefso principą įgyja būdingą formą, iš kurios galima nustatyti sukimosi greitį. Ankstyvųjų spektrinių klasių O, B ir A žvaigždės sukasi bent 100 ir 200 km / sek greičiu (ant pusiaujo). Vėsesnių žvaigždžių sukimosi greitis yra žymiai mažesnis (keli km / sek.). Žvaigždės sukimosi greičio sumažėjimas akivaizdžiai susijęs su jos kampinio impulso dalies perėjimu į ją supantį dujų ir dulkių diską veikiant magnetinėms jėgoms. Dėl greito pasisukimo žvaigždė įgauna įgaubto sferoido formą. Žvaigždžių interjero spinduliuotė į polius išbėga greičiau nei į pusiaują, dėl ko temperatūra ties ašimis yra aukštesnė. Todėl meridioninis srautas iš ašigalių į pusiaują atsiranda ant žvaigždės & rsquos paviršiaus, ir ši srauto grandinė baigiama giliuose žvaigždės sluoksniuose. Šis judėjimas vaidina svarbų vaidmenį maišant medžiagą sluoksniuose, kur nėra konvekcijos.

Žvaigždžių parametrų sąsajos. Žvaigždžių masės svyruoja nuo 0,04 iki 100 saulės masių, šviesumas nuo 5 x 10 ir nuo minus4 iki 105 saulės spindulių, o spinduliai nuo 2 x 10 ir nuo minus1 iki 103 saulės spindulių. Šie parametrai turi specifinių tarpusavio ryšių. Svarbiausi iš jų yra vizualizuojami spektro ryškumo (Hertzsprung-Russell) arba efektyvios temperatūros-ryškumo diagramose. Beveik visos žvaigždės išdėstytos tokiose diagramose palei kelias šakas, schematiškai pavaizduotas 2 paveiksle ir atitinkančias skirtingas sekas arba ryškumo klases. Dauguma žvaigždžių yra pagrindinėje sekoje (V šviesumo klasė). O klasės žvaigždės, kurių temperatūra yra 30 000 & 50 000 ° C, sudaro kairįjį galą, o M klasės raudonieji nykštukai, kurių temperatūra yra 3000 ° C ir 4 000 ° K, sudaro dešinįjį galą. Diagramoje galima pamatyti milžinų seką (III klasė), kuriai priklauso didelio spindesio žvaigždės (tai yra didelės spindulys). Vis dar ryškesnių la, Ib ir II supergigantų sekos yra išdėstytos aukščiau. (Tai, kad žvaigždė yra nykštukė, milžinė ar milžinė, prieš spektrinę klasę anksčiau buvo žymima raidėmis d, g ir s.) Diagramos apačioje yra balti nykštukai (VII), kurių dydžiai yra panašūs į žemės dydis esant tankumui maždaug 10 (ig / cm3. Be šių pagrindinių sekų, braižomi ir subgigantai (IV) ir nykštukai (VI).

Hertzsprungo-Russello diagrama rado savo paaiškinimą žvaigždžių vidinės struktūros teorijoje.

Vidinė žvaigždžių struktūra. Kadangi žvaigždžių interjero negalima tiesiogiai stebėti, vidinė žvaigždžių struktūra tiriama konstruojant teorinius žvaigždžių modelius, kuriems priskiriamos tikrose žvaigždėse stebimos masių, spindulių ir šviesumo vertės. Paprastų žvaigždžių vidinės struktūros teorija remiasi žvaigždės kaip dujinės sferos, esančios mechaninėje ir šiluminėje pusiausvyroje, modeliu ir nei išsiplečiančios, nei susitraukiančios per ilgą laiką. Mechaninę pusiausvyrą palaiko gravitacijos jėgos, nukreiptos į žvaigždės centrą, ir dujų slėgis žvaigždės & rsquos interjere, veikiantis į išorę ir subalansuojantis sunkio jėgą. Slėgis didėja su gyliu, kartu didėja ir tankis, ir temperatūra. Šiluminė pusiausvyra susideda iš to, kad žvaigždės temperatūra & mdashin kiekvienas elementarus tūris & mdashpraktiškai nesikeičia laikui bėgant, tai yra, energiją, paliekančią kiekvieną tokį tūrį, kompensuoja tiek į ją patenkanti energija, tiek joje generuojama energija, kurią sukelia branduoliniai ar kiti šaltiniai.

Paprastų žvaigždžių temperatūra svyruoja nuo kelių tūkstančių laipsnių paviršiaus iki daugiau nei 10 milijonų laipsnių centre. Esant tokioms temperatūroms, medžiaga susideda iš beveik visiškai jonizuotų atomų, dėl kurių apskaičiuojant žvaigždžių modelius tampa įmanoma naudoti idealių dujų būsenos lygtis. Didelę reikšmę tiriant vidinę žvaigždžių struktūrą turi hipotezės apie energijos šaltinius, žvaigždžių cheminę sudėtį ir energijos perdavimo mechanizmą.

Pagrindinis energijos perdavimo žvaigždėje mechanizmas yra radiacinis šilumos perdavimas. Šiuo atveju šilumos difuzija iš karštesnių vidinių žvaigždės sričių į išorę vyksta naudojant ultravioletinės spinduliuotės kvantus, kuriuos skleidžia karštos dujos. Šie kvantai absorbuojami kitose žvaigždės dalyse ir vėl išmetami pereidami į išorinius, vėsesnius sluoksnius, radiacijos dažnis mažėja. Difuzijos greitį lemia vidutinis laisvas kvanto kelias ir todėl jis priklauso nuo žvaigždės medžiagos skaidrumo, kuris savo ruožtu būdingas jos absorbcijos koeficientu. Pagrindiniai žvaigždžių absorbcijos mechanizmai yra fotoelektrinė absorbcija ir laisvųjų elektronų sklaida.

Radiacinis šilumos perdavimas yra pagrindinė energijos perdavimo forma daugumai žvaigždžių. Tačiau tam tikruose žvaigždės regionuose ir beveik per visą mažos masės žvaigždės tūrį svarbų vaidmenį vaidina konvekcija, tai yra šilumos transportavimas dujų masėmis, kylančiomis ir leidžiančiomis temperatūros skirtumų įtaką. Konvekcija, jei ji yra aktyvi, yra daug efektyvesnis šilumos perdavimo būdas nei radiacinis šilumos perdavimas, tačiau konvekcija atsiranda tik ten, kur vandenilis arba helis yra dalinai jonizuojami: šiuo atveju jų rekombinacijos energija palaiko dujų masių judėjimą. Konvekcijos zona saulėje užima sluoksnį, besitęsiantį nuo paviršiaus iki gylio, kuris yra maždaug dešimtoji jo spindulio žemiau šio sluoksnio, vandenilis ir helis jau yra visiškai jonizuoti. Vėsiose žvaigždėse visiška jonizacija vyksta didesniame gylyje, todėl jose esanti konvekcijos zona yra storesnė ir apima didesnę tūrio dalį. Priešingai, vandenilis ir helis karštose žvaigždėse yra visiškai jonizuoti pradedant beveik nuo paties paviršiaus, todėl šios žvaigždės neturi išorinių konvekcinių zonų. Tačiau jie turi konvekcinę šerdį, kur judėjimą palaiko šiluma, kurią sukelia branduolinės reakcijos.

Milžiniškos ir milžiniškos žvaigždės yra sukonstruotos skirtingai nei pagrindinės žvaigždės. Jų mažoje tankioje šerdyje (1 proc. Spindulio) yra 20 ir 30 procentų masės, o likusi dalis yra retas apvalkalas, besitęsiantis iki dešimčių ar šimtų saulės spindulių. Temperatūra šerdyje siekia 100 milijonų ir daugiau laipsnių. Baltieji nykštukai iš esmės yra tik milžinų šerdys, tačiau be apvalkalo ir atvėsę iki 8 000 & 100 000 ° -D. Tankios šerdžių ir baltųjų nykštukų dujos turi ypatingų savybių, kurios skiriasi nuo idealių dujų savybių. Joje esanti energija perduodama ne spinduliuote, o elektronų šilumos laidumu, kaip metaluose. Tokių dujų slėgis priklauso ne nuo temperatūros, o tik nuo tankio. Todėl pusiausvyra išsaugoma net aušinant žvaigždę, neturinčią energijos šaltinių.

Cheminė medžiagos sudėtis žvaigždžių interjere ankstyvose jų evoliucijos stadijose yra panaši į cheminę žvaigždžių atmosferų sudėtį, nustatytą pagal spektroskopinius stebėjimus (difuzija gali atsirasti tik per tą laiką, viršijančią žvaigždės gyvavimo laiką). Laikui bėgant branduolinės reakcijos keičia žvaigždžių interjero cheminę sudėtį, keičiasi ir žvaigždės vidinė struktūra.

Žvaigždžių energijos šaltiniai ir žvaigždžių evoliucija. Pagrindinis žvaigždžių energijos šaltinis yra termobranduolinės reakcijos, kurių metu iš lengvųjų branduolių susidaro sunkesni branduoliai, dažniausiai tai yra vandenilio virtimas heliu. Mažiau nei dviejų saulės masių žvaigždėse jis vyksta daugiausia suliejus du protonus į deuterio branduolį (krūvio perteklių nuneša susidaręs pozitronas). Po to vyksta deuterio pavertimas izotopu He 3 protonų gaudymo būdu ir galiausiai dviejų He 3 branduolių pavertimas He 4 ir dviem protonais. Masyvesnėse žvaigždėse vyrauja anglies-azoto ciklas: anglis paeiliui suriša keturis protonus, proceso metu išskirdama du pozitronus, iš pradžių transformuojasi į azotą, o vėliau suyra į helį ir anglį. Galutinis abiejų reakcijų rezultatas yra helio branduolio sintezė iš keturių vandenilio branduolių, išskiriant energiją. Anglies ir azoto reakcijos azoto ir anglies branduoliai veikia kaip katalizatorius. Norint, kad branduoliai priartėtų prie atstumo, kuriame gali įvykti fiksacija, reikia įveikti elektrostatinį atstūmimą, todėl reakcijos gali vykti tik esant aukštesnei nei 10 70 K. Temperatūra. Šios temperatūros egzistuoja pačiose centrinėse žvaigždžių dalyse. Mažos masės žvaigždėse, kurių temperatūra centre yra nepakankama termobranduolinėms reakcijoms, žvaigždės gravitacinis susitraukimas tarnauja kaip energijos šaltinis.

Jei šilumos perdavimo ir emisijos procesas yra žinomas, galima išspręsti mechaninės ir šiluminės pusiausvyros lygčių sistemą ir apskaičiuoti nurodytos masės žvaigždės vidinę struktūrą. Be to, apskaičiuojamas žvaigždės spindulys ir spindis, kurie yra masės funkcijos. Tokiu būdu gautus teorinius santykius galima palyginti su masės spindesio ir masės spindulio diagramomis, sudarytomis iš žvaigždžių stebėjimų. Pagrindinės sekos žvaigždžių stebėjimų rezultatai sutampa su teorija. Kitų sekų žvaigždės netenkina teorinių santykių. Kitų sekų atsiradimo priežastis yra žvaigždžių interjero cheminės sudėties pokytis evoliucijos procese. Vandeniliui virstant heliu, padidėja dujų molekulinė masė, dėl to išsiplečia įprastos sudėties dujos, besitęsiančios šalia šerdies, padidėja šerdis ir temperatūra. Žvaigždė tampa milžine, tuo tarpu Hertzsprung-Russell diagramoje ji juda viena iš linijų, vadinamų evoliucijos takeliais. Kartais bėgiai juda sudėtinga forma, žvaigždės kelis kartus kerta iš vieno diagramos galo į kitą ir atgal. Išsiplėtus ir pasklidus apvalkalui, žvaigždė tampa baltu nykštuku.

Masyviose žvaigždėse evoliucijos pabaigoje esanti šerdis yra nestabili, o jos spindulys sumažėja maždaug iki 10 km, kur žvaigždė virsta neutronine žvaigžde, kurią sudaro neutronai, o ne branduoliai ir elektronai, kaip paprastos žvaigždės. Neutroninės žvaigždės turi intensyvų magnetinį lauką ir greitai sukasi. Tai sukelia stebimus radijo spinduliuotės pliūpsnius, o kartais ir optinės, ir rentgeno spinduliuotės pliūpsnius. Tokie objektai vadinami pulsarais. Dar didesnėse masėse įvyksta žlugimas ir ribojamas materijos kritimas link centro, kurio greitis artimas šviesos greičiui. Dalis susitraukimo gravitacinės energijos išstumia apvalkalą greičiu iki 7000 km / sek. Vykstant šiam procesui žvaigždė virsta supernova, jos spinduliuotė padidėja iki kelių milijardų kartų daugiau nei saulės šviesa, o po to ji palaipsniui miršta per kelis mėnesius.

Dvejetainės žvaigždės. Daugybė žvaigždžių yra dvejetainių ar kelių žvaigždžių sistemų dalis. Jei dvejetainių žvaigždžių komponentai yra pakankamai toli vienas nuo kito, jie yra matomi atskirai. Tai vadinamieji vaizdiniai dvejetainiai failai. Kartais vieno komponento, silpnesnio, nematyti, o dvejetainę prigimtį atskleidžia netiesinis ryškesnės žvaigždės judėjimas. Tačiau dvejetainės žvaigždės dažniausiai atpažįstamos pagal periodinį jų spektro linijų padalijimą (spektroskopiniai dvinariai) arba pagal būdingus ryškumo pokyčius (užtemiantys dvinariai). Daugelis dvinarių žvaigždžių sudaro artimas poras. Tarpusavio potvynių ir potvyniai daro didelę įtaką tokių žvaigždžių komponentų evoliucijai. Jei evoliucijos procese išsiplečia vienas iš dvinarės žvaigždės komponentų, tai esant tam tikroms sąlygoms dujų nutekėjimas prasideda nuo jos paviršiaus taško, nukreipto į kitą komponentą. Dujos aplink antrąjį komponentą formuoja sraigtus ir iš dalies patenka į jį.Todėl pirmasis komponentas gali prarasti didelę savo masės dalį ir virsti subgiganu ar net baltu nykštuku. Bet antrasis komponentas įgyja dalį prarastos masės, ir jos šviesumas atitinkamai padidėja. Kadangi ši masė gali apimti dujas ne tik iš atmosferos, bet ir iš giliųjų sluoksnių šalia pirmojo komponento šerdies, dvinarėse žvaigždėse galima pastebėti cheminės sudėties anomalijas. Tačiau šios anomalijos susijusios tik su lengvaisiais elementais, nes milžinuose sunkieji elementai nesusidaro. Sunkieji elementai atsiranda supernovų protrūkių metu, kai išsiskiria daug neutronų, kuriuos užfiksuoja atomų branduoliai ir padidina jų svorį.

Savitos ir magnetinės žvaigždės. Cheminės sudėties anomalijos, kurios kiekvienoje vietoje žvaigždės paviršiuje skiriasi, dažnai pastebimos vadinamosiose magnetinėse žvaigždėse. Šių žvaigždžių, kurių spektrinė klasė yra artima AO, paviršiuose yra labai didelio intensyvumo (iki 10 000 gausų ir didesni) magnetiniai laukai. Laukų intensyvumas periodiškai keičiasi vidutiniškai nuo keturių iki devynių dienų, taip pat dažnai kinta intensyvumo ženklas. Spektro pobūdis paprastai keičiasi tuo pačiu laikotarpiu, tarsi keistųsi žvaigždės cheminė sudėtis. Tokius pokyčius galima paaiškinti žvaigždės, turinčios du ar daugiau magnetinių ašigalių, kurie nesutampa su sukimosi poliais, sukimu. Cheminės sudėties pokyčiai šiuo atveju atsiranda dėl to, kad daugiau tam tikrų elementų yra susitelkę ties magnetiniais poliais, o daugiau kitų - prie magnetinio pusiaujo. Įvairiose savitose (specialiose) žvaigždėse, kurioms būdingi svarbiausi cheminės sudėties ypatumai, anomalijos gali būti skirtingos, pastebimas didelis atskirų elementų, tokių kaip Si, Mg, Cr, Eu ir Mn, perteklius ir He trūkumas. Šių anomalijų atsiradimą akivaizdžiai lemia konvekcijos slopinimas intensyviu magnetiniu lauku. Nesumaišant, gravitacijos ir radiacijos slėgio įtakoje vyksta lėta elementų difuzija. Tam tikri elementai nuskęsta, o kiti elementai pakyla, todėl paviršiuje pastebimas pirmųjų trūkumas ir pastarųjų perteklius. Magnetinė žvaigždė sukasi lėčiau nei įprasta tos pačios klasės žvaigždė. Tai yra magnetinio lauko, sulėtinančio susitraukiančios medžiagos kondensato, iš kurio vėliau susidarė žvaigždė, sukimąsi.

Be paprastų savitų žvaigždžių, yra vadinamųjų žvaigždžių su metalinėmis vėlyvojo spektro A. poklasio linijomis. Jie turi silpnesnį magnetinį lauką, o cheminės sudėties anomalijos nėra tokios didelės. Tokių žvaigždžių prigimtis dar nebuvo ištirta.

Tam tikrų tipų anomalijos, pavyzdžiui, Li gausa, yra susijusios su sunkesnių branduolių skaidymu kosminiais spinduliais, kurie susidaro toje pačioje žvaigždėje kaip elektromagnetiniai reiškiniai, panašūs į chromosferos žybsnius. Šios anomalijos pastebimos, pavyzdžiui, vis dar susitraukiančiose T Tauri žvaigždėse, turinčiose stiprią konvekciją.

Kitos rūšies anomalijas, kurios pastebimos, pavyzdžiui, S spektrinės klasės milžinuose, sukelia gilios paviršiaus konvekcijos zonos susiejimas su centrine konvekcine zona, kurią sukelia sustiprėjusios branduolinės reakcijos konkrečiame etape. žvaigždžių ir rsquos evoliucijoje. Dėl to sumaišoma visos žvaigždės medžiaga, o jos centriniuose regionuose sintetinami elementai yra išnešiojami į išorę.

Kintamos žvaigždės. Daugelio žvaigždžių ryškumas nėra pastovus ir kinta pagal vienus ar kitus dėsnius, šios žvaigždės vadinamos kintamosiomis žvaigždėmis. Žvaigždės, kuriose ryškumo pokyčiai yra susiję su jose vykstančiais fiziniais procesais, yra fiziniai kintamieji (atskirti nuo optinių kintamųjų, tarp kurių yra užtemdantys dvejetainiai failai). Periodinis ir pusperiodinis kintamumas paprastai siejamas su žvaigždžių pulsavimu, o kartais ir su didelio masto konvekcija. Paprastai tariant, žvaigždėms, kaip stabilios pusiausvyros sistemoms, būdingi pulsavimai su skiriamaisiais periodais. Svyravimai gali atsirasti žvaigždžių ir rsquos struktūros pertvarkymo procese, kuris yra susijęs su evoliuciniais pokyčiais. Tačiau norint išvengti slopinimo, turi būti mechanizmai, kurie juos palaiko arba sustiprina: maksimalaus žvaigždės susitraukimo laikotarpiu ji turi gauti šiluminę energiją, kuri išsiplėtimo laikotarpiu išeitų į išorę. Sutinkant su šiuolaikinėmis teorijomis, daugelio kintamųjų tipų (cefeidų, RR Lyrae tipo kintamųjų) pulsavimas paaiškinamas absorbcijos koeficiento padidėjimu žvaigždžių ir rsquos susitraukimo metu, kuris slopina bendrą radiacijos srautą, o dujos gauna papildomos energijos. Plėtimosi metu absorbcija mažėja, o energija išbėga į išorę. Nehomogeninė žvaigždės struktūra ir kelių skirtingų savybių sluoksnių buvimas ir iškreipia įprastą modelį ir sukelia nukrypimus nuo tikrai sinusoidinio žvaigždės ir rsquos parametrų elgesio. Pagrindinė stovinti banga dažnai būna žvaigždės gylyje, ir ji sukuria keliaujančias bangas, kurios atsiranda paviršiuje ir daro įtaką ryškumo, greičio ir kitų parametrų kitimo fazėms.

Tam tikri kintamų žvaigždžių tipai patiria protrūkius, kurių metu ryškumas padidėja 10 & ndash15 dydžių (vadinamųjų novų), 7 & ndash8 dydžių (pasikartojančių novų) arba 3 & ndash4 dydžių (novalinių žvaigždžių). Tokie protrūkiai siejami su staigiu fotosferos išsiplėtimu dideliu greičiu (iki 1000 & ndash2000 km / s novomis), dėl kurio išmetamas apvalkalas, kurio masė yra apie 10

4 saulės masės. Po protrūkio ryškumas pradeda mažėti, būdingas laikas - 50 & ndash100 dienų. Per tą laiką dujų ištekėjimas iš paviršiaus tęsiasi kelių tūkstančių km / sek greičiu. Visos šios žvaigždės yra artimos dvinarės, o jų protrūkiai neabejotinai yra susiję su sistemos komponentų, kurių vienas arba abu yra karšti nykštukai, sąveika. Intensyvus magnetinis žvaigždžių laukas, matyt, daro įtaką novų išmestų kriauklių struktūrai. Spartus netaisyklingas T Tauri, UV Ceti ir kitų tipų jaunų žvaigždžių kintamumas yra susijęs su galingais konvekciniais judesiais šiose žvaigždėse, kurios į paviršių išneša karštas dujas. Anksčiau minėtos supernovos taip pat gali priklausyti kintančių žvaigždžių klasei. Paukščių Tako galaktikoje yra daugiau nei 30 000 kintamų žvaigždžių.

Žvaigždžių tyrimo darbai vyksta SSRS SSRS Mokslų akademijos Krymo astrofizikos observatorijoje, SSRS Mokslų akademijos Centrinėje astronomijos observatorijoje, PK Šternbergo valstybiniame astronomijos institute, SSRS mokslų akademijos astronomijos taryba ir kitos astronomijos institucijos. Šių tyrimų ataskaitos skelbiamos žurnaluose Astronomicheskii Zhurnal ir Astrofizika ir observatorijų leidinyje. Užsienyje žvaigždžių tyrimai atliekami JAV, Didžiojoje Britanijoje, Australijoje ir daugelyje kitų šalių. Pagrindinis užsienio literatūros žurnalas yra Astrofizikos žurnalas (JAV), ir yra nemažai kitų svarbių leidinių JAV, Didžiojoje Britanijoje ir kitose šalyse.


Žvaigždžių struktūra

Struktūros pokyčius, kai žvaigždės vystosi, galima apskaičiuoti sekant cheminės sudėties pokyčius, atsirandančius dėl branduolinių reakcijų, ir perskaičiuojant naujos sudėties struktūrą. Žvaigždei peržengus „Sch & # x00F6nberg & # x2013Chandrasekhar“ ribą, struktūra pasikeičia į milžino struktūrą - inertinio helio šerdį supa vandenilio sintezės apvalkalas ir išplėstas vokas. Tolesnės pagrindinės reakcijos labai masyvioje žvaigždėje suteiks svogūną apvalkalo struktūra, kurio pabaiga yra geležies šerdis, apsupta nuoseklių silicio, neono ir deguonies, anglies, helio ir išorinių apvalkalų, turinčių daug vandenilio, apvalkalo.

Iš principo iš numanomos sudėties, struktūros ir bendros masės kiti žvaigždės interjero parametrai gaunami sprendžiant keturias diferencialines lygtis: (1) & # x2003 & # x2003dP / dr & # x003D & # x2013GM & # x03C1 / r 2 (2) & # x2003 & # x2003dM / dr & # x003D 4 & # x03C0r 2 & # x03C1 (3) & # x2003 & # x2003dL / dr & # x003D 4 & # x03C0r 2 & # x03C1 & # x220A (4) & # x2003 & # x2003dT / dr & # x003D 3 & # x03BAL & # x03C1 / 16 & # x03C0akr 2 T 3

1 lygybė yra hidrostatinės pusiausvyros, 2 yra masės tęstinumo, 3 yra energijos gamybos ir 4 yra radiacinio transporto (žr. Energijos transportas). Tiksliems sprendimams reikalingas didelis kompiuteris, nes spaudimas (P ), neskaidrumas (& # x03BA) ir energijos gamybos greitis (& # x220A) taip pat priklauso nuo tankio (& # x03C1), temperatūros (T ), o cheminė sudėtis, be to, kai kuriose žvaigždės energijos dalyse, gali būti perduodama konvekcija, o ne spinduliuote. Iš kitų simbolių r yra spindulys, M masė tuo spinduliu, G gravitacijos konstanta, L spindesio spindesys r , a radiacijos tankio konstanta ir c šviesos greitis.


Mano „Astro“ puslapis Raymondas Kneipas

Žvaigždžių spektrai yra ištisinė spalvų juosta su tamsių absorbcijos linijų serija. Bet kaip paaiškinamos šios savybės?

Saulės spektras: saulės kontinuumas su absorbcijos linijomis. (Dados spektrografas 2015 09 20 25 um slit 11 vaizdų, ISO 800 t: 1 / 20s)

Atidžiau pažvelgus į žvaigždes, jos visos atrodo ne baltos. Kai kurios žvaigždės, kaip, pavyzdžiui Betelgeuse Orione, atrodo, yra labiau oranžinė nei balta. Šie spalvų skirtumai nurodyti skirtumus paviršiaus temperatūra atitinkamos žvaigždės. Energija, kurią skleidžia įvairių spindulių spinduliuotė (šiluminės pusiausvyros juodasis kūnas) priklauso nuo žvaigždės temperatūros ir ją apibūdina Plancko dėsnis. Žvaigždės paviršiaus temperatūrą galima apskaičiuoti žinant energijos pasiskirstymo spektro didžiausio dažnio dažnį (Vienos įstatymas). Mūsų Saulė, kurios paviršiaus temperatūra yra 5770 K spektro smailė yra 503 nm.

O dabar prie antros dalies, iš kur atsiranda absorbcijos linijos? Prisiminti Kirchhoffo įstatymai (du iš jų) [1]:
& middot Karštos, tankios dujos ar kietas objektas sukuria ištisinį spektrą be spektro linijų - tai yra ta dalis, kurią ką tik matėme.
& middot Vėsios, difuzinės dujos, esančios prieš nepertraukiamo spektro šaltinį, sukuria tamsias spektro linijas, o absorbcijos linijos yra nepertraukiamo spektro.
Saulės gaminama ir skleidžiama šviesa turi praeiti per išorinius, skaidrius sluoksnius. Šiuose sluoksniuose esantys cheminiai elementai gali sugerti specifinio bangos ilgio šviesą ir kiekvienas elementas sukuria savo spektrinių (absorbcijos) linijų rinkinį. Absorbuota energija naudojama elektronui sužadinti iš pagrindinės būsenos į sužadintą būseną arba atomui jonizuoti.

Mūsų saulę daugiausia sudaro du elementai: vandenilis (H) ir helis (He). 71% visos mūsų saulės masės sudaro vandenilis 27.1% helio. Elementai, sunkesni už helį, prisideda tik prie 1.9% iki bendros mūsų saulės masės [2]. Tai daugiausia yra deguonis O, anglis C, neonas Ne, azotas N, geležis Fe ir magnis Mg.

Dabartinė spektro klasifikavimo schema, sukurta Harvardo observatorijoje 20-ojo amžiaus pradžioje, remiasi linijomis, kurios daugiausia jautrios žvaigždžių paviršiaus temperatūrai. Pagrindinės žvaigždžių klasės yra O, B, A, F, G, K.ir M ir atitinka mažėjančią temperatūros seką. O klasės žvaigždės atitinka žvaigždes su karšta paviršiaus temperatūra, o M klasės žvaigždės - su žema paviršiaus temperatūra. Šioje lentelėje pateikiama pagrindinių skirtingų klasių charakteristikų santrauka [1].

O klasė

O6.5 I - HD210839

HD210839 Į viršų: Instrumentiniam atsakui pataisytas ir nekoreguotas spektras.
Apačia: Spektras nurodant vandenilio absorbcijos linijas.

Šaltinio funkcijos išvedimas naudojant Eddingtono aproksimaciją

Išgaunant įvairius dydžius iš pilkos atmosferos modelio, reikia išspręsti integro-diferencialinę lygtį, kurios tikslus sprendimas yra sudėtingas. Todėl šiame darinyje naudojamasi supaprastinimu, vadinamu Eddingtono aproksimacija. Pradėdami nuo lygiagretaus modelio taikymo, galime įsivaizduoti atmosferos modelį, sukonstruotą iš plokštumos lygiagrečių sluoksnių, sukrautų vienas ant kito, kur tokios savybės kaip temperatūra plokštumoje yra pastovios. Tai reiškia, kad tokie parametrai priklauso nuo fizinio gylio [matematika] displaystyle [/ matematika], kur teigiamo [matematika] displaystyle [/ matematika] kryptis nukreipta į viršutinius atmosferos sluoksnius. Iš to lengva suprasti, kad spindulių kelią [matematika] displaystyle [/ matematika] kampu [matematika] displaystyle < theta> [/ matematika] iki vertikalės pateikia

Dabar optinį gylį apibrėžiame kaip

kur [math] displaystyle < alpha> [/ math] yra absorbcijos koeficientas, susietas su įvairiomis atmosferos sudedamosiomis dalimis. Dabar mes pereiname prie radiacijos perdavimo lygties

[matematika] displaystyle < frac = j - alfa I> [/ matematika]

kur [matematika] displaystyle [/ matematika] yra visas specifinis intensyvumas, [matematika] displaystyle [/ matematika] yra emisijos koeficientas. Pakeitę [math] displaystyle [/ math] ir padaliję iš [math] displaystyle <- alpha> [/ math] turime

kur [matematika] displaystyle [/ matematika] yra vadinamoji viso šaltinio funkcija, apibrėžta kaip santykis tarp emisijos ir absorbcijos koeficientų. Ši diferencialinė lygtis gali būti išspręsta padauginus abi puses iš [math] displaystyle > [/ math], perrašant kairę pusę kaip [math] displaystyle < frac(Ty ^ <- tau / mu>)> [/ math] ir tada integruoti visą lygtį [math] displaystyle < tau> [/ math] atžvilgiu. Tai duoda sprendimą

kur mes naudojome ribas [matematika] displaystyle < tau [ tau, infty)> [/ math], kai mes integruojamės į išorę nuo tam tikro gylio atmosferoje, todėl [math] displaystyle < mu in [0, 1]> [/ matematika]. Nepaisant to, kad nepaisėme tokių parametrų kaip [matematika] displaystyle [/ matematika] priklausomybės nuo dažnio, žinome, kad tai yra optinio gylio funkcija, todėl, norint tai integruoti, turime turėti metodą, kaip išgauti šaltinio funkcija. Dabar mes apibrėžiame keletą svarbių parametrų, tokių kaip energijos tankis [matematika] displaystyle [/ matematika], bendras srautas [matematika] displaystyle [/ matematika] ir radiacijos slėgis [matematika] displaystyle

[/ matematika] taip

Mes taip pat apibrėžiame vidutinį specifinį intensyvumą (vidutinį visų dažnių atžvilgiu) kaip

Iš karto matome, kad, padaliję spinduliuotės perdavimo lygtį iš 2 ir integruodami per [math] displaystyle < mu> [/ math], turime

Be to, tą pačią lygtį padauginus iš [math] displaystyle < frac < mu> <2>> [/ math] ir integruojant w.r.t. [math] displaystyle < mu> [/ math], mes turime

Energijos tankio apibrėžime pakeisdami vidutinį savitąjį intensyvumą J, mes taip pat turime tokį ryšį

Dabar svarbu pažymėti, kad bendras srautas per atmosferą turi išlikti pastovus

[matematika] displaystyle < frac = 0 iff J = S> [/ matematika]

Ši būklė yra žinoma kaip radiacinė pusiausvyra. Pasinaudoję viso srauto pastovumu, dabar integruojame [math] displaystyle < frac > [/ math] gauti

[matematika] displaystyle

( tau + kappa)> [/ matematika]

kur [matematika] displaystyle < kappa> [/ matematika] yra integracijos konstanta. Iš termodinamikos žinome, kad izotropinėms dujoms galioja šie santykiai

kur mes pakeitėme santykį tarp energijos tankio ir anksčiau gauto vidutinio savitojo intensyvumo. Nors tai gali būti tiesa mažesniam gyliui žvaigždės atmosferoje, šalia paviršiaus beveik nėra. Tačiau „Eddington Approximation“ prielaida, kad tai laikosi visuose atmosferos lygiuose. Pakeitus tai ankstesnėje slėgio lygtyje, gaunama

ir esant radiacinės pusiausvyros sąlygai

Tai reiškia, kad mes išsprendėme šaltinio funkciją, išskyrus nuolatinę integraciją. Šį rezultatą pakeitus radiacijos perdavimo lygties sprendiniu ir integruojant gaunama

Čia mes nustatėme apatinę [math] displaystyle < tau> [/ math] ribą į nulį, kuri yra optinio gylio vertė atmosferos paviršiuje. Tai reikštų radiaciją, išeinančią, tarkime, iš Saulės paviršiaus. Galiausiai, pakeitus tai bendro srauto apibrėžimu ir integruojant, gaunama

Todėl [math] displaystyle < kappa = frac <2> <3>> [/ math] ir šaltinio funkciją pateikia


Žvaigždžių daugybė

Žvaigždžių daugybė yra visur esantis žvaigždžių susidarymo proceso rezultatas. Daugelio sistemų dažnis ir pagrindinės charakteristikos bei jų priklausomybė nuo pirminės masės ir aplinkos yra galingi įrankiai šiam procesui ištirti. Nors ankstyvieji bandymai buvo susiję su pasirinkimo šališkumu ir ribotu išsamumu, pastarųjų dviejų dešimtmečių instrumentų pasiekimai leidžia atlikti patikimą statistinę analizę. Šioje apžvalgoje mes apibendriname empirines žinias apie žvaigždžių daugumą pagrindinės sekos žvaigždėms ir rudiesiems nykštukams, taip pat tarp pagrindinių serijų žvaigždžių ir įterptųjų protostarų populiacijų. Tarp lauko objektų orbitinio periodo pasiskirstymo daugybiškumas ir plotis yra stačios pirminės masės funkcijos, o masės santykio pasiskirstymas iš esmės yra plokščias daugumai populiacijų, išskyrus mažiausios masės objektus. Vizualinių palydovų dažnio laikas kinta dviem lygiagrečiais, pastoviais takeliais, atitinkančiais laisvas ir tankias žvaigždžių populiacijas, nors dabartiniai stebėjimai dar neskiria, ar pradinės daugybinės savybės yra universalios, ar priklauso nuo fizinių tėvų debesies sąlygų. Nepaisant to, šios kiekybinės tendencijos yra gausus skaitmeninių ir analitinių žvaigždžių susidarymo modelių palyginimo pagrindas.


Žiūrėti video įrašą: NEMIRTINGUMAS FIZIKO AKIMIS: nuo krionikos link technologinio singuliarumo. (Spalio Mėn 2022).