"Black Holes of the Universe" - Historien om ideer om sorte hull. Spørsmålet om den virkelige eksistensen av sorte hull. Påvisning av sorte hull. Sammenslåtte stjerner. Mørk materie. Vanskelighet. Svarte hull og mørk materie. Supermassive sorte hull. Varm mørk materie. Kald mørk materie. Varm mørk materie. Primitive sorte hull.
"Stjerners fysiske natur" - Betelgeuse. Lysstyrken til andre stjerner bestemmes i relative enheter, sammenlignet med solens lysstyrke. Sammenlignende størrelser på solen og dvergene. Stjerner kan variere i lysstyrke med en milliard ganger. Dermed skiller massene av stjerner seg bare noen få hundre ganger. Solen vår er en gul stjerne, hvis temperatur på fotosfæren er omtrent 6000 K. Capella, hvis temperatur også er omtrent 6000 K, har samme farge.
"Evolution of Stars" - Supernova-eksplosjon. Oriontåken. Kompresjon er en konsekvens av gravitasjonsustabilitet, Newtons idé. Universet består av 98 % stjerner. Når tettheten til skyen øker, blir den ugjennomsiktig for stråling. Astronomer er ikke i stand til å spore livet til en stjerne fra begynnelse til slutt. Ørnetåken.
"Stjerner på himmelen" - Generelle kjennetegn ved stjerner. Evolusjon av stjerner. "Utbrenthet" av hydrogen. Kjemisk oppbygning. Det er mange legender om Ursa Major og Ursa Minor. Temperaturen bestemmer fargen på en stjerne og dens spektrum. Stjerneradius. Vinterhimmelen er rikest på klare stjerner. Hva sa de gamle grekerne om bjørn?
"Avstander til stjerner" - Stjerner skiller seg fra hverandre i farge og lysstyrke. Selv det blotte øye kan se at verden rundt oss er ekstremt mangfoldig. Hipparchus. 1 parsek = 3,26 lysår = 206 265 astronomiske enheter = 3 083 1015 m Ved å bruke spektrallinjer kan du estimere lysstyrken til en stjerne og deretter finne avstanden til den.
"Stjernehimmel" - Sent på kvelden ser du mange stjerner på himmelen. Konstellasjoner. Nevn stjernebildene du kjenner. Planeten jorden. Jorden er menneskets habitat. Planeter. Stjerner på himmelen. Lyset fra solen når jorden på 8,5 minutter. En legende har kommet ned til oss fra de gamle grekerne. I 1609 så Galileo først på månen gjennom et teleskop.
Det er totalt 17 presentasjoner i temaet
Lysbilde 1
Lysbilde 2
Stjerners indre struktur Energikilder til stjerner Hvis solen bestod av kull og energikilden var forbrenning, ville solen brenne fullstendig ut om 5000 år hvis det nåværende nivået av energiutslipp ble opprettholdt. Men solen har skinnet i milliarder av år! Spørsmålet om stjerners energikilder ble reist av Newton. Han antok at stjerner fyller opp energireservene sine fra fallende kometer. I 1845 tysk Fysiker Robert Meyer (1814-1878) prøvde å bevise at solen skinner på grunn av fallet av interstellar materie på den. 1954 Hermann Helmholtz foreslo at solen sender ut noe av energien som frigjøres under den langsomme komprimeringen. Fra enkle beregninger kan vi finne ut at solen ville forsvinne helt om 23 millioner år, og dette er for kort. Forresten, denne energikilden oppstår i prinsippet før stjernene når hovedsekvensen. Hermann Helmholtz (1821-1894)
Lysbilde 3
Stjerners indre struktur Kilder til stjerneenergi Ved høye temperaturer og masser større enn 1,5 solmasser dominerer karbonsyklusen (CNO). Reaksjon (4) er den tregeste - den tar omtrent 1 million år. I dette tilfellet frigjøres litt mindre energi, pga mer enn det blir båret bort av nøytrinoer. Denne syklusen i 1938 Utviklet uavhengig av Hans Bethe og Carl Friedrich von Weizsäcker.
Lysbilde 4
Stjerners indre struktur Energikilder til stjerner Når forbrenningen av helium i det indre av stjerner avsluttes, blir andre reaksjoner mulig ved høyere temperaturer der tyngre grunnstoffer syntetiseres, opp til jern og nikkel. Dette er a-reaksjoner, karbonforbrenning, oksygenforbrenning, silisiumforbrenning... Dermed ble Solen og planetene dannet av "asken" fra supernovaer som brøt ut for lenge siden.
Lysbilde 5
Intern struktur av stjerner Modeller av strukturen til stjerner i 1926 Arthur Eddingtons bok "The Internal Structure of Stars" ble publisert, hvor man kan si at studiet av stjerners indre struktur begynte. Eddington gjorde en antagelse om likevektstilstanden til hovedsekvensstjerner, dvs. om likheten mellom energifluksen som genereres i stjernens indre og energien som sendes ut fra overflaten. Eddington forestilte seg ikke kilden til denne energien, men plasserte denne kilden helt riktig i den varmeste delen av stjernen - dens sentrum og antok at en lang tid med energidiffusjon (millioner av år) ville jevne ut alle endringer bortsett fra de som vises nær overflaten.
Lysbilde 6
Stjerners indre struktur Modeller av stjerners struktur Likevekt pålegger en stjerne strenge restriksjoner, det vil si at etter å ha nådd en likevektstilstand vil stjernen ha en strengt definert struktur. Ved hvert punkt av stjernen må balansen mellom gravitasjonskrefter, termisk trykk, strålingstrykk etc. opprettholdes. Temperaturgradienten må også være slik at varmestrømmen utover strengt tatt tilsvarer den observerte strålingsstrømmen fra overflaten. Alle disse betingelsene kan skrives i form av matematiske ligninger (minst 7), hvis løsning bare er mulig med numeriske metoder.
Lysbilde 7
Stjerners indre struktur Modeller av stjerners struktur Mekanisk (hydrostatisk) likevekt Kraften på grunn av trykkforskjellen, rettet fra sentrum, må være lik gravitasjonskraften. d P/d r = M(r)G/r2, hvor P er trykk, er tetthet, M(r) er masse innenfor en sfære med radius r. Energilikevekt Økningen i lysstyrke på grunn av energikilden i et lag med tykkelse dr i en avstand fra sentrum r beregnes med formelen dL/dr = 4 r2 (r), hvor L er lysstyrke, (r) er lysstyrken. spesifikk energifrigjøring av kjernefysiske reaksjoner. Termisk likevekt Temperaturforskjellen ved lagets indre og ytre grenser må være konstant, og de indre lagene må være varmere.
Lysbilde 8
Stjerners indre struktur Stjerners indre struktur 1. Kjernen til en stjerne (sone for termonukleære reaksjoner). 2. Sone for strålingsoverføring av energi frigjort i kjernen til de ytre lagene av stjernen. 3. Konveksjonssone (konvektiv blanding av stoff). 4. Helium isotermisk kjerne laget av degenerert elektrongass. 5. Skal av ideell gass.
Lysbilde 9
Stjerners indre struktur Struktur av stjerner opp til solmasse Stjerner med masse mindre enn 0,3 solar er fullstendig konvektiv, noe som er assosiert med deres lave temperaturer og høye absorpsjonskoeffisienter. Solmassestjerner gjennomgår strålingstransport i kjernen, mens konvektiv transport skjer i de ytre lagene. Dessuten avtar massen av det konvektive skallet raskt når man beveger seg oppover i hovedsekvensen.
Lysbilde 10
Lysbilde 11
Stjerners indre struktur Struktur av degenererte stjerner Trykket i hvite dverger når hundrevis av kilo per kubikkcentimeter, og i pulsarer er det flere størrelsesordener høyere. Ved slike tettheter skiller oppførselen seg kraftig fra den for en ideell gass. Mendeleev-Clapeyron-gassloven slutter å gjelde - trykk avhenger ikke lenger av temperatur, men bestemmes kun av tetthet. Dette er en tilstand av degenerert materie. Oppførselen til en degenerert gass bestående av elektroner, protoner og nøytroner adlyder kvantelover, spesielt Pauli-eksklusjonsprinsippet. Han hevder at mer enn to partikler ikke kan være i samme tilstand, og spinnene deres er rettet motsatt. For hvite dverger er antallet av disse mulige tilstandene begrenset; tyngdekraften prøver å presse elektroner inn i allerede okkuperte rom. I dette tilfellet oppstår en spesifikk mottrykkskraft. I dette tilfellet, p ~ 5/3. Samtidig har elektroner høye bevegelseshastigheter, og den degenererte gassen har høy gjennomsiktighet på grunn av belegget av alle mulige energinivåer og umuligheten av absorpsjon-re-utslippsprosessen.
Lysbilde 12
Stjerners indre struktur Strukturen til en nøytronstjerne Ved tettheter over 1010 g/cm3 skjer prosessen med nøytronisering av materie, reaksjonen + e n + B. I 1934 forutså Fritz Zwicky og Walter Baarde teoretisk eksistensen av nøytronstjerner, likevekten opprettholdes av trykket fra nøytrongassen. Massen til en nøytronstjerne kan ikke være mindre enn 0,1M og mer enn 3M. Tettheten i midten av en nøytronstjerne når verdier på 1015 g/cm3. Temperaturen i det indre av en slik stjerne måles i hundrevis av millioner grader. Størrelsen på nøytronstjerner overstiger ikke flere titalls kilometer. Magnetfeltet på overflaten til nøytronstjerner (millioner av ganger større enn jordens) er en kilde til radioutslipp. På overflaten av en nøytronstjerne må stoffet ha egenskapene til et fast legeme, det vil si at nøytronstjerner er omgitt av en solid skorpe som er flere hundre meter tykk.
Lysbilde 13
M.M. Dagaev og andre. Astronomi - M.: Education, 1983 P.G. Kulikovsky. Handbook for an Astronomy Amateur - M.URSS, 2002 M.M. Dagaev, V.M. Charugin “Astrophysics. En bok for lesing om astronomi» - M.: Prosveshchenie, 1988. A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin "History of Astronomy" - M.: Moscow State University, 1989. W. Cooper, E. Walker "Measuring the light of stars" - M.: Mir, 1994. R. Kippenhahn. 100 milliarder soler. Stjerners fødsel, liv og død. M.: Mir, 1990. Intern struktur av stjerner Referanser
Beskrivelse av presentasjonen ved individuelle lysbilder:
1 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
2 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Hva er en stjerne? En stjerne er en massiv ball av gass som sender ut lys og holdes i en likevektstilstand av kreftene til sin egen tyngdekraft og indre trykk, i dypet av hvilke termonukleære fusjonsreaksjoner forekommer (eller skjedde tidligere)
3 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Stjerner dannes fra et gass-støvmiljø som et resultat av gravitasjonskompresjon. Energien til de aller fleste stjernene frigjøres som et resultat av termonukleære reaksjoner som omdanner hydrogen til helium, som skjer ved høye temperaturer i de indre områdene. Stjerner kalles ofte universets hovedlegemer, siden de inneholder hoveddelen av lysende stoffer i naturen. Det er bemerkelsesverdig at stjerner har negativ varmekapasitet.
4 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Den nærmeste stjernen til solen er Proxima Centauri. Det ligger 4,2 lysår (4,2 lysår = 39 PM = 39 billioner km = 3,9 × 1013 km) fra sentrum av solsystemet
5 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Sammenligning av størrelsene og massene til de største stjernene: stjernen med størst diameter på figuren er VY Canis Majoris (17 ± 8 Mʘ); andre er ρ Cassiopeia (14-30 Mʘ), Betelgeuse (11,6 ± 5,0 Mʘ) og den veldig massive blå stjernen Pistol (27,5 Mʘ). Solen i denne skalaen opptar 1 piksel på bildet i full størrelse (2876 × 2068 piksler).
6 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
7 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Med det blotte øye er rundt 6000 stjerner synlige på himmelen, 3000 på hver halvkule. Med unntak av supernovaer, er alle stjerner som er synlige fra jorden (inkludert de som er synlige gjennom de kraftigste teleskopene) i den lokale gruppen av galakser. Den lokale gruppen av galakser er en gravitasjonsbundet gruppe av galakser som inkluderer Melkeveien, Andromedagalaksen (M31) og Triangulumgalaksen (M33).
8 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Måleenheter De fleste stjernekarakteristikker uttrykkes vanligvis i SI, men GHS brukes også. For å angi avstanden til stjerner brukes enheter som lysår og parsec. Større avstander, som radiusen til gigantiske stjerner eller halv-hovedaksen til binære stjernesystemer, uttrykkes ofte ved hjelp av en astronomisk enhet (AU), lik den gjennomsnittlige avstanden mellom jorden og solen (omtrent 150 millioner km).
Lysbilde 9
Lysbildebeskrivelse:
Typer stjerner Typer linjespektre På begynnelsen av 1900-tallet plottet Hertzsprung og Russell forskjellige stjerner på diagrammet "Absolutt magnitude" - "spektralklasse", og det viste seg at de fleste av dem var gruppert langs en smal kurve. Senere viste dette diagrammet (nå kalt Hertzsprung-Russell-diagrammet) seg å være nøkkelen til å forstå og studere prosessene som skjer inne i en stjerne.
10 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Absolutt størrelse er en fysisk størrelse som karakteriserer lysstyrken til et astronomisk objekt. Ulike typer objekter bruker forskjellige definisjoner av absolutt verdi.
11 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
12 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Lysbilde 13
Lysbildebeskrivelse:
Hvordan en stjerne er strukturert Struktur Generelt kan en stjerne plassert på hovedsekvensen ha tre indre soner: en kjerne, en konvektiv sone og en strålingssone. Kjernen er den sentrale delen av stjernen der kjernefysiske reaksjoner finner sted. Konvektiv sone - en sone der energioverføring skjer på grunn av konveksjon. For stjerner med en masse mindre enn 0,5 M☉, opptar den hele rommet fra overflaten av kjernen til overflaten av fotosfæren. For stjerner med en masse som kan sammenlignes med Solen, er den konvektive delen plassert helt øverst, over strålingssonen. Og for massive stjerner er den plassert inne, under strålingssonen. Plassering av strålingssonen og konveksjonssonen i stjerner med forskjellig masse Den strålingssone er en sone der energioverføring skjer på grunn av utslipp av fotoner. For massive stjerner er denne sonen plassert mellom kjernen og den konvektive sonen; for stjerner med lav masse er den fraværende, og for stjerner med mer solmasse er den plassert ved overflaten.
Lysbilde 14
Lysbildebeskrivelse:
Over overflaten av stjernen er det en atmosfære, vanligvis bestående av tre deler: fotosfære kromosfære korona Fotosfæren er den dypeste delen av atmosfæren, et kontinuerlig spektrum dannes i dens nedre lag.
15 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
16 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Brune dverger Brune dverger er en type stjerne der kjernefysiske reaksjoner aldri har vært i stand til å kompensere for energien som går tapt ved stråling. Deres eksistens ble forutsagt på midten av 1900-tallet, basert på ideer om prosessene som skjer under dannelsen av stjerner. Men i 1995 ble en brun dverg oppdaget for første gang. Spektralklassen deres er M - T. I teorien skilles en annen klasse - betegnet Y (i 2011 ble dens eksistens bekreftet av oppdagelsen av flere stjerner med en temperatur på 300-500 K) 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+26290s.850 WISE J.510s. av de brune dvergene Gliese 229B og Teide 1 med Jupiter og Solen.
Lysbilde 17
Lysbildebeskrivelse:
En asteroideskive rundt en brun dverg. Utsikt fra en hypotetisk planet i en avstand på omtrent 3 millioner kilometer.
18 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Spektraltyper av brune dverger Spektralklasse M Brune dverger, som i masse ligner røde dverger, kan ha en spektralklasse på M6,5 eller svakere i de tidlige stadiene etter dannelse. Slike stjerner kalles også noen ganger «sen M-dverger.» Ettersom de avkjøles, forvandles de gradvis til L-klassen, som er mer karakteristisk for brune dverger.. Spektralklasse L Når det gjelder spektrallinjer, ligner den ikke i det hele tatt på M. I det røde optiske spekteret var linjene av titan- og vanadiumoksider fortsatt sterke, men det var også sterke linjer av metallhydrider, for eksempel FeH, CrH, MgH, CaH. Det var også sterke linjer av alkalimetaller og jod.
Lysbilde 19
Lysbildebeskrivelse:
Spektralklasse T Den brune dvergen Gliese 229 B er prototypen til en andre ny spektralklasse, som kalles en T-dverg. Mens det nær-infrarøde (NIR) spekteret til L-dverger domineres av absorpsjonsbånd av vann og karbonmonoksid (CO), er NIR-spekteret til Gliese 229 B dominert av metan (CH4) bånd. Lignende egenskaper hadde tidligere blitt oppdaget utenfor jorden bare i gassgigantene i solsystemet og Saturns måne Titan. I den røde delen av spekteret, i stedet for FeH- og CrH-båndene som er karakteristiske for L-dverger, observeres spektrene til alkalimetaller - natrium og kalium. Bare brune dverger med relativt lav masse kan være T-dverger. Massen til en T-dverg overstiger vanligvis ikke 7 % av solens masse eller 70 masser av Jupiter. I egenskapene deres ligner klasse T-dverger på gassgigantiske planeter.
20 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Andre kjølige brune dverger: (CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 og ULAS J003402.77−005206.7) har en overflatetemperatur på 500-600 K (200-3) og tilhører spektralklassen (°C) . Absorpsjonsspekteret deres er på bølgelengdenivået 1,55 mikron (infrarødt område) Spektralklasse Y Denne spektralklassen ble modellert for ultrakjøle brune dverger. Overflatetemperaturen bør teoretisk være under 700 K (eller 400 °C), noe som vil gjøre slike brune dverger usynlige i det optiske området, og også betydelig kjøligere enn "varme Jupiters". I august 2011 rapporterte amerikanske astronomer oppdagelsen av syv ultrakalde brune dverger, hvis effektive temperaturer er i området 300-500 K. Av disse ble 6 klassifisert som klasse Y. Temperaturen på WISE 1828+2650 ~ 25 ° C. Brun dverg WISE 1541-2250 av spektraltype Y0.5 ligger på 18.6 ly. år (5,7 pc) fra Solen er en brun dverg ganske nær Solen, plassert i stjernebildet Vekten. Hovedkriteriet som skiller spektralklasse T fra Y er tilstedeværelsen av ammoniakkabsorpsjonsbånd i spekteret. Det er imidlertid vanskelig å identifisere om disse båndene er der eller ikke, siden stoffer som metan og vann også kan absorbere.
21 lysbilder
Lysbildebeskrivelse:
Måter å skille en brun dverg fra en planet: Tetthetsmålinger. Alle brune dverger har omtrent samme radius og volum. Tilstedeværelse av røntgen og infrarød stråling. Noen brune dverger sender ut røntgenstråler. Alle "varme" dverger sender ut i det røde og infrarøde området til de avkjøles til en temperatur som kan sammenlignes med den planetariske (opptil 1000 K).
22 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Hvite dverger Hvite dverger er utviklede stjerner med en masse som ikke overstiger Chandrasekhar-grensen, fratatt sine egne kilder til termonukleær energi. Den gjennomsnittlige tettheten av stoffet til hvite dverger i deres fotosfærer er 105-109 g/cm³, som er nesten en million ganger høyere enn tettheten til hovedsekvensstjerner. Når det gjelder utbredelsen deres, utgjør hvite dverger, ifølge ulike estimater, 3-10% av stjernebefolkningen i galaksen vår.
Lysbilde 23
Lysbildebeskrivelse:
Oppdagelseshistorie Den første oppdagede hvite dvergen var stjernen 40 Eridani B i trippelsystemet 40 Eridani, som tilbake i 1785 inkluderte William Herschel i katalogen over dobbeltstjerner 40 Eridani eller omicron² Eridani - et trippelstjernesystem nær jorden i stjernebildet Eridani. Ligger i en avstand på 16,45 sv. år (5,04 pc) fra solen.
24 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Fargetemperaturen til en lyskilde: karakteriserer den spektrale sammensetningen av lyskildens stråling og er grunnlaget for objektiviteten til inntrykket av fargen til reflekterende objekter og lyskilder.
25 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Den andre og tredje hvite dvergen som ble oppdaget var Sirius B og Procyon B. I 1844 oppdaget direktøren for Königsberg-observatoriet, Friedrich Bessel, som analyserte observasjonsdata som hadde blitt utført siden 1755, at Sirius, den lyseste stjernen på jordens himmel, og Procyon med jevne mellomrom, selv om de er svært svakt, avviker fra en rettlinjet bevegelsesbane langs himmelsfæren. Bessel kom til den konklusjon at hver av dem må ha en nær satellitt. Sirius A og B. Hubble-teleskopbilde. Interessant nok innebærer dette at Sirius B må ha vært mye mer massiv enn Sirius A tidligere, siden den allerede hadde forlatt hovedsekvensen i evolusjonsprosessen.
26 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
I 1917 oppdaget Adrian van Maanen en annen hvit dverg - van Maanens stjerne i stjernebildet Fiskene. I 1922 foreslo Willem Jacob Leuthen å kalle slike stjerner «hvite dverger». Leithens stjerne
Lysbilde 27
Lysbildebeskrivelse:
28 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Procyon B er en svak hvit dverg, fjernt fra Procyon A med ≈16 AU. (avstand fra solen til Uranus). Dens egenskaper ligner på den hvite dvergen nær Sirius, men den er vanskeligere å finne i amatørteleskoper. Massen til Procyon B er mindre enn Sirius B. Dens eksistens ble spådd i 1844 av F. Bessel basert på en analyse av den sekulære bevegelsen til Procyon A over himmelsfæren. Oppdaget i 1896 av den amerikanske astronomen D. M. Sheberle.
Lysbilde 29
Lysbildebeskrivelse:
Kort tid etter heliumflammen "antenner" karbon og oksygen; stjernen gjennomgår en omstrukturering og rask bevegelse langs Hertzsprung-Russell-diagrammet. Størrelsen på stjernens atmosfære øker enda mer, og den begynner å intensivt miste gass i form av spredende strømmer av stjernevind. De aller fleste stjernene avslutter sin utvikling ved å trekke seg sammen til trykket fra degenererte elektroner balanserer tyngdekraften. Når størrelsen på en stjerne minker hundre ganger, og tettheten blir en million ganger høyere enn tettheten til vann, kalles stjernen en hvit dverg. Det er fratatt energikilder og blir gradvis mørkt og usynlig.
30 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Masse-radius forholdet for hvite dverger. Den vertikale asymptoten tilsvarer Chandrasekhar-grensen; trykkfallet og gravitasjonskreftene avhenger like mye av radiusen, men avhenger forskjellig av massen - begge. Når massen til en hvit dverg øker, reduseres radiusen. Hvis massen er større enn en viss grense (Chandrasekhar-grensen), så kollapser stjernen. for hvite dverger er det også en nedre grense: fordi stjernenes utviklingshastighet er proporsjonal med massen deres, da kan vi observere hvite dverger med lav masse som restene av bare de stjernene som klarte å utvikle seg i løpet av tiden fra universets første stjernedannelsesperiode til i dag.
31 lysbilder
Lysbildebeskrivelse:
32 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Populasjon av hvite dverger i kulehopen NGC 6397. Blå firkanter er heliumhvite dverger, lilla sirkler er "normale" hvite dverger med høyt karboninnhold
Lysbilde 33
Lysbildebeskrivelse:
Hvite dverger er klassifisert i en egen spektralklasse D; for tiden brukes en klassifisering som gjenspeiler egenskapene til spektrene til hvite dverger, foreslått i 1983 av Edward Zion; i denne klassifiseringen er spektralklassen skrevet i følgende format: Underklasser: DA - linjer i Balmer-serien av hydrogen er til stede i spekteret, linjer av helium blir ikke observert; DB - spekteret inneholder linjer av helium He I, linjer av hydrogen eller metaller er fraværende; DC - kontinuerlig spektrum uten absorpsjonslinjer; DO - spekteret inneholder sterke linjer av helium He II, He I og H linjer kan også være tilstede; DZ - bare metalllinjer, ingen H- eller He-linjer; DQ - linjer av karbon, inkludert molekylær C2; og spektrale egenskaper: P - polarisering av lys i et magnetfelt observeres; H - polarisering observeres ikke i nærvær av et magnetfelt; V - ZZ stjerner av typen Ceti eller andre variable hvite dverger; X - særegne eller uklassifiserbare spektra.
Lysbilde 34
Lysbildebeskrivelse:
Røde kjemper En rød kjempe er en stjerne av sene spektralklasser med høy lysstyrke og utvidede konvolutter. Eksempler på røde kjemper er Arcturus, Aldebaran, Gacrux og Mira A.
35 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Mira med en "hale" (fragment av et bilde tatt av GALEX-teleskopet). Aldebaran Arcturus
36 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Evolusjonsspor av stjerner med forskjellige masser under dannelsen av røde kjemper på Hertzsprung-Russell-diagrammet
Lysbilde 37
Lysbildebeskrivelse:
En planetarisk tåke er et astronomisk objekt som består av et ionisert gassskall og en sentral stjerne, en hvit dverg. Planetariske tåker dannes når de ytre lagene (skjellene) av røde kjemper og superkjemper med en masse på 0,8 til 8 solmasser avgis i det siste stadiet av deres utvikling. En planetarisk tåke er et fenomen i hurtig bevegelse (etter astronomiske standarder) som varer bare noen få titusenvis av år, med levetiden til forfedrestjernen på flere milliarder år. For tiden er rundt 1500 planetariske tåker kjent i vår galakse.
Lysbilde 38
Lysbildebeskrivelse:
NGC 6543, Cat's Eye Nebula - indre område, falskt fargebilde (rød - Hα; blå - nøytral oksygen, 630 nm; grønn - ionisert nitrogen, 658,4 nm)
Lysbilde 39
Lysbildebeskrivelse:
40 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
41 lysbilder
Lysbildebeskrivelse:
42 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
Et internasjonalt team av astronomer fra European Southern Observatory ved hjelp av det største teleskopet har oppdaget det største og varmeste dobbeltstjernesystemet. De to stjernene er på så nær avstand at de praktisk talt berører hverandre og utveksler materie. Fremtiden til dette systemet er mest sannsynlig trist - stjernene vil enten kollapse og skape en stor stjerne, eller danne et dobbelt sort hull.
43 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
VFTS 352-systemet, det største dobbeltstjernesystemet som er kjent til dags dato, ligger 160 tusen lysår fra Jorden - i Tarantula-tåken i stjernebildet Doradus. Dette ble rapportert på nettstedet til European Southern Observatory (ESO).
44 lysbilde
Lysbildebeskrivelse:
"Hvis stjernene "blandes" godt nok, vil de kanskje beholde størrelsen. Da vil VFTS 352-systemet unngå å slå seg sammen og bli en gigantisk megastjerne. Dette vil lede stjernene til en ny evolusjonær vei, som er radikalt forskjellig fra den klassiske utviklingen av stjerner. Men i tilfellet med VFTS 352 vil komponentene i systemet mest sannsynlig ende livet i en supernovaeksplosjon og bli til et par sorte hull, som vil bli kilden til sterk tyngdekraft, sa Selma de Mink fra University of Amsterdam. Den mest massive stjernen kjent for vitenskapen. Refererer til blå hypergiganter. Stjernen er også en av de sterkeste, som sender ut lys, ifølge de høyeste estimatene, opptil 10 millioner ganger mer enn solen.
45 lysbilde
Presentasjon om emnet: "Solens indre struktur" Fullført av en elev fra klasse 11 "a" GBOU ungdomsskole 1924 Guvernører Anton
Solens indre struktur.
Solen er den eneste stjernen i solsystemet som andre objekter i dette systemet kretser rundt: planeter og deres satellitter, dvergplaneter og deres satellitter, asteroider, meteoroider, kometer og kosmisk støv.
Solens struktur: -Solkjerne. -Sone for strålingsoverføring. - Solens konvektiv sone.
Solar kjerne. Den sentrale delen av solen med en radius på omtrent 150 000 kilometer, der termonukleære reaksjoner oppstår, kalles solkjernen. Tettheten av stoffet i kjernen er omtrent 150 000 kg/m³ (150 ganger høyere enn tettheten til vann og ~6,6 ganger høyere enn tettheten til det tetteste metallet på jorden - osmium), og temperaturen i sentrum av kjernen er mer enn 14 millioner grader.
Strålende overføringssone. Over kjernen, i avstander på omtrent 0,2-0,7 solradier fra sentrum, er det en strålingsoverføringssone der det ikke er makroskopiske bevegelser; energi overføres ved hjelp av fotonre-emisjon.
Konvektiv sone av solen. Nærmere soloverflaten oppstår virvelblanding av plasmaet, og overføringen av energi til overflaten oppnås først og fremst ved bevegelsene til selve stoffet. Denne metoden for energioverføring kalles konveksjon, og det underjordiske laget av Solen, omtrent 200 000 km tykt, der den forekommer, kalles konveksjonssonen. I følge moderne data er dens rolle i fysikken til solprosesser eksepsjonelt stor, siden det er i den at ulike bevegelser av solmateriale og magnetiske felt oppstår.
Solens atmosfære: -Fotosfære. - Kromosfæren. -Krone. -Solrik vind.
Fotosfære av solen. Fotosfæren (laget som sender ut lys) danner den synlige overflaten til Solen, hvorfra Solens størrelse, avstanden fra Solens overflate osv. bestemmes.. Temperaturen i fotosfæren når et gjennomsnitt på 5800 K Her er den gjennomsnittlige gasstettheten mindre enn 1/1000 av tettheten til jordens luft.
Solens kromosfære. Kromosfæren er det ytre skallet til solen, omtrent 10 000 km tykt, som omgir fotosfæren. Opprinnelsen til navnet på denne delen av solatmosfæren er assosiert med dens rødlige farge. Den øvre grensen til kromosfæren har ikke en tydelig glatt overflate; varme utslipp kalt spikler oppstår konstant fra den. Temperaturen på kromosfæren øker med høyde fra 4000 til 15.000 grader.
Solens krone. Koronaen er det siste ytre skallet til solen. Til tross for den svært høye temperaturen, fra 600 000 til 5 000 000 grader, er den kun synlig for det blotte øye under en total solformørkelse.
Solrik vind. Mange naturfenomener på jorden er assosiert med forstyrrelser i solvinden, inkludert geomagnetiske stormer og nordlys.
Universet består av 98 % stjerner. De er
er hovedelementet i galaksen.
"Stjerner er store kuler av helium og hydrogen,
samt andre gasser. Tyngdekraften trekker
dem inne, og trykket til den varme gassen
skyver dem ut og skaper balanse.
En stjernes energi er inneholdt i dens kjerne, hvor
Helium interagerer med hydrogen hvert sekund."
– fødsel, vekst, periode med relativt rolig aktivitet,
smerte, død og ligner et individs livsvei
kropp.
Astronomer er ikke i stand til å spore livet til én stjerne
fra start til slutt. Selv de kortest levede stjernene
eksisterer i millioner av år - lengre enn livet til ikke bare én
person, men også av hele menneskeheten. Det kan imidlertid forskere
observere mange stjerner plassert på svært forskjellige
stadier av deres utvikling - nyfødt og
døende. Ifølge en rekke stjerneportretter de
prøver å rekonstruere evolusjonsbanen til hver stjerne
og skrive biografien hennes. Hertzsprung-Russell diagram Kjemper og superkjemper
når hydrogen brenner helt ut, forlater stjernen hoveddelen
sekvenser inn i regionen til kjemper eller for øvrig
masser - supergiganter Når alt atombrenselet har brent ut,
prosessen med gravitasjonskompresjon begynner.
Hvis massen til stjernen< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
elektroner deles og danner en degenerert elektrongass
gravitasjonskompresjonen stopper
tettheten når flere tonn per cm3
beholder fortsatt T=10^4 K
avkjøles gradvis og trekker seg sakte sammen (millioner av år)
til slutt avkjøles og forvandles til SVARTe dverger Hvis stjernens masse er > 1,4 solmasser:
gravitasjonskompresjonskreftene er svært høye
tettheten av stoffet når en million tonn per cm3
enorm energi frigjøres - 10^45 J
temperatur – 10^11 K
supernovaeksplosjon
mesteparten av stjernen kastes ut i verdensrommet
plass med en hastighet på 1000-5000 km/s
nøytrinostrømmer avkjøler stjernens kjerne -
Nøytronstjerne Hvis stjernens masse er > 2,5 solmasser
gravitasjonskollaps
en stjerne blir til et svart hull
Dannelse av sorte hull
Rollen til sorte hull i formasjonengalakser
Svarte hull er ikke født store, men
vokse gradvis på grunn av gass og stjerner
galakser. Gigantiske sorte hull er det ikke
gikk foran fødselen av galakser, og
utviklet seg med dem
absorberer en viss prosentandel av massen
stjerner og gass i den sentrale regionen
galakser. I mindre galakser svart
hull er mindre massive, massene deres
utgjør ikke mye mer enn noen få
millioner solmasser. Svart
hull i sentrum av gigantiske galakser,
inkluderer milliarder av solenergi
vekt. Hele poenget er at finalen
massen til et sort hull dannes i
prosessen med galaksedannelse... Struktur
sol Solar kjerne. Sentral
del av solen med radius
omtrent 150 000 kilometer, inn
som termonukleær
reaksjoner kalt solenergi
kjerne. Tetthet av materie i
kjernen er omtrent 150
000 kg/m³ (150 ganger høyere
tetthet av vann og ~6,6 ganger
høyere enn selve tettheten
tett metall på jorden
osmium), og temperaturen i sentrum
kjerner mer enn 14 millioner
grader. Konvektiv sone av solen. Nærmere
overflaten av solen vises
virvelblanding av plasma, og
energioverføring til overflaten
utføres hovedsakelig
bevegelser av selve stoffet. Slik
metoden for energioverføring kalles
konveksjon og undergrunnlaget
Solen, omtrent 200 000 tykk
km der det forekommer konvektivt
sone. I følge moderne data er det
rolle i fysikken til solprosesser
usedvanlig flott, fordi
det gir opphav til ulike
bevegelser av solmateriale og
magnetiske felt. Solens krone. Krone sist
solens ytre skall. På tross av
til sin svært høye temperatur, fra
600 000 til 5 000 000 grader, hun
kun synlig for det blotte øye
under full sol
formørkelser.
Laster inn...
