Реферат: Измерение количественных и качественных характеристик звезд

ИЗМЕРЕНИЕ

КОЛИЧЕСТВЕННЫХ

И

КАЧЕСТВЕННЫХ

ХАРАКТЕРИСТИК ЗВЕЗД

Автор: Поваляев Иван

11 класс «а», школа № 865

1. 1.1.

Невооруженным глазом на небеможно наблюдать около 6000 звезд до 6-ойзвездной величины; с помощью телескопов около 2 миллиардов до 21-ой звезднойвеличины.

Таблица SEQТаблица * ARABIC 1: Число ярче даннойзвездной величины

Предельная звездная величина

число звезд

Предельная звездная величина

число звезд

6,0

4 850

13,0

5 700 000

7,0

14 300

15,0

32 000 000

8,0

41 000

17,0

150 000 000

9,0

117 000

19,0

560 000 000

10,0

324 000

21,0

2 000 000 000

11,0

870 000

—————

——————

График SEQ График * ARABIC 1: Число звезд данной звездной величины

Наибольшее количество обнаруженных звезд приходится на 15-17звездную величину (см. график). Как было подсчитано вблизи нас на одну звездуприходится в среднем объем около 357 кубических световых лет и среднее расстояниемежду звездами составляет порядка 9,5 световых лет. Большинство звездсоставляют карлики 14-15 абсолютной звездной величины и со светимостью 0,01светимости Солнца.

Оптический телескоп был первым из появившихся приборов для наблюденияза звездами (изобретен примерно в 17 веке Галилеем) существует 3 типаоптических телескопов: рефракторы (линзовые), рефлекторы (зеркальные) икомбинированные зеркально-линзовые системы. В настоящее время глазами втелескоп естественно никто не смотрит, а используют фотопластинки, которые вдальнейшем исследуют с помощью различных приспособлений.

1.2.

Также вастрономии используются приборы, позволяющие разложить свет на спектр(спектрограф), измерить яркость звезды (фотометры) и измерить тепло, приходящее от звезды (термоэлементы). Создание таких приборовтребует большой точности, которая стала возможна только при современном уровнеразвития науки.

Естественно,что в наблюдении с помощью любых приборов очень большое влияние могут оказатьпомехи, создаваемые Землей: ее атмосферой, магнитным полем, шумами, вызваннымичеловеческой деятельностью. Поэтому обсерватории и станции наблюдениярасполагают в горах, далеко от больших городов, а с развитием космонавтикивыводят на околоземную орбиту, что довольно дорого, но позволяет почтиполностью исключить воздействие атмосферы на показания приборов.

2. 2.1.

Современнаянаука выделяет 3 вида спектров: сплошной (непрерывный) спектр, линейчатыйспектр (спектр излучения или поглощения) и полосатый спектр. Изучая спектрызвезд можно выяснить химический состав короны звезды (и следовательно, еетемпературу), а также скорость движения звезды относительно солнечной системы искорость вращения ее вокруг своей оси. Согласно спектрам звезды делятся наспектральные классы.

Таблица SEQТаблица * ARABIC 2: Спектральные классызвезд.

Спектральный класс

Цвет

Температура короны в K

Вещества, линии которых в данном классе достигают своей наибольшей интенсивности

Типичные яркие звезды

О5

Голубоватый

30 000

Ионизированный гелий

——————

В0

Белый

20 000

Гелий

bЮ. Креста

А0

Белый

10 000

Водород

Сириус, Вега

Желтоватый

8 000

Ионизированные металлы

Канопус

Желтый

6 000

Нейтральные металлы

Солнце

К0

Оранжевый

4 500

Присутствуют слабые полосы окиси титана

Арктур

М0

Красный

3 000

Сильные полосы окиси титана главенствуют

Антарес

2.2.

Химическийсостав ядра звезды с помощью спектрального анализа определить невозможно; можнотолько предполагать, исходя из теоретических расчетов.Химический состав атмосфер звезд и Солнца в основном почтиодинаков и близок к химическому составу земной коры, за исключением того, чтона Земле нет заметных количеств водорода и гелия (см. таблицу).

Таблица SEQТаблица * ARABIC 3: сравнительноеизобилие х. э. в атмосферах звезд, земной коре и каменных метеоритах.

Элемент

Звезды

Солнце

Земная кора

Каменные метеориты

Водород

11,4

11,5

8,3

6,9

Гелий

10,2

Углерод

6,4

7,4

6,3

6,1

Кислород

8,0

9,0

8,5

8,4

Натрий

7,1

7,2

7,3

6,4

Магний

7,5

7,8

7,2

7,7

Алюминий

6,9

6,4

7,8

6,8

Кремний

7,5

7,3

8,2

7,8

Железо

6,7

7,2

7,6

Ïðèìå÷àíèå:â òàáëèöåäàí lg. среднего числа атомов в столбе атмосферысечением 1 см2 для звезд и солнца по сравнению с такими же, ноотносительными данными для Земли и метеоритов.

Вхимическом составе некоторых звезд возможны некоторые отклонения от среднейнормы. Так, есть звезды, несколько более богатые неоном или стронцием, внекоторых холодных звездах встречается аномально много изотопа углерода 13.

Рисунок SEQ Рисунок * ARABIC 1: определение расстояния методом параллакса.

3. 3.1.

Метод параллакса является на данный момент наиболееточным способом определения расстояний до звезд, однако он не применим кзвездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пс. Метод параллакса заключаетсяв измерении с высокой точностью углов a

и bи наоснове их, а также зная смещение Земли за полгода (2 а.е.) возможно определитьрасстояние из тригонометрии. 3.2.

Если знать светимость звезды и ее видимый блеск, торасстояние до нее находится по формуле lg.(D)=(m-M+7,5)/5, где D — расстояниев световых го дах, M — абсолютнаязвездная величина (видимый блеск звезды, если бы она находилась на расстоянии10 пс), m — видимаязвездная величина. Как выяснили ученые, спектры звезд являются хорошимиуказателями светимости, а следовательно, и расстояния до них.

График SEQ График * ARABIC 2: диаграмма спектр-светимость (Герцшпрунга — Рессела)

Зная расстояния до некоторого числа звезд, вычисленныеметодом параллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их соспектром тех же звезд, (см. диаграмму спектр-светимость). Из диаграммы видно,что каждому определенному подклассу звезд (например A1) соответствует определенная светимость, таким образом,достаточно точно определить спектральный класс и можно выяснить ее светимость,а следовательно, и расстояние. Иногда определенному классу соответствует другаясветимость, но в этом случае и спектр у них несколько другой. Спектры карликови гигантов различаются интенсивностью определенных линий или их пар, причем этоотличие можно выяснить, исследуя близко находящиеся звезды. Это отличие связанос тем, что атмосферы гигантов обширнее и разреженнее. Точность определениярасстояния таким способом составляет ~20%.

3.3.

Косвенным показателем расстояния до звезд являются ихотносительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается онапо небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, ноэтот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.

Также существует другой метод определения расстояний поскоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что всезвезды, принадлежащие одному скоплению движутся в одном и том напрвлении попараллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффектаДоплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно оченьудаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние доинтересующего нас скопления.

Расстояния до галактик приблизительно можно определить порасстоянию до находящихся в этих галактиках цефеид.

3.4. Цефеиды.

Периодические изменения блеска характерны не только длядвойных звезд, но и для переменных звезд — так называемых “цефеид”. Первой изобнаруженных цефеид была d

цефея,которая меняла свой блеск с амплитудой 1, температуру (на 800K), размер испектральный класс. Цефеиды — это неустойчивые звезды спектральных классов отF6 до G8, которые пульсируют в результате нарушения равновесия между силойтяжести и внутренним давлением, причем кривая изменения их параметровнапоминает гармонический закон. С течением времени колебания ослабевают и затухают;к настоящему моменту было обнаружено постепенное прекращение переменности узвезды RU Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменностьполностью прекратилась. Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Всецефеиды — гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит отпериода по формуле M=-0,35-2,08lg(T).Так как, в отличие от диаграммы спектр — светимость, зависимость четкая, то ирасстояния можно определять более точно: зная из наблюдений период (T), можнонайди абсолютную звездную величину (M), а зная абсолютную звездную величину инайдя из наблюдений относительную (m) можно найти расстояние. Такой методнахождения расстояний применяется не только для определения расстояния до самихцефеид, но и для определения расстояний до далеких галактик, в составе которыхудалось обнаружить цефеиды (это сделать не очень трудно, так как цефеидыобладают достаточно большой светимостью).

Существуют также другие типы переменных звезд, которые неявляются цефеидами. Обнаружены, например, переменные звезды, у которых периодоколо 1 года, существуют также вообще неправильные звезды, в периодах которыхне удалось выяснить никакой закономерности. В 70-ых годах внимание астрономовпривлекли красные карлики, блеск которых неожиданно возрастает в несколькосотен раз в течение нескольких минут, причем эти вспышки происходят не только воптическом диапазоне. Такие звезды назвали вспыхивающими.

4.

Существую две величины, характеризующие звезду с точкизрения светимости: это абсолютная звездная величина (видимый блеск звезды, еслибы она находилась на расстоянии 10 пс) и светимость (количество энергии,испускаемое звездой за 1 с), и одна величина, характеризующая звезду с точкизрения того, насколько хорошо мы ее видим: видимая звездная величина.Естественно, что видимая звездная величина зависит не только от светимости, нои от расстояния до звезды.

Таблица SEQТаблица * ARABIC 4: десять самых яркихзвезд и Солнце.

Название

видимая звездная величина (m)

Спектральный класс

Абсолютная звездная величина (M)

Светимость

Расстояние в св. Годах

Сириус

-1,6

1,3

8,7

Канопус

-0,9

-4,6

5200

~180

a

Центавра

0,3

4,7

1,0

4,29

Вега

0,1

0,5

26,5

Капелла

0,2

-0,5

120

Арктур

0,2

0,0

Ригель

0,3

-6,2

~23000

~650

Процион

0,5

2,8

5,8

11,3

Ахернар

0,6

-2,6

~800

~140

b

Центавра

0,9

-3,1

~1300

~200

Cолнце

-26,72

4,8

8 сек.

Таблица SEQТаблица * ARABIC 5: десять самых близкихзвезд и Солнце.

Название

Видимая звездная величина

спектральный класс

Абсолютная звездная величина

Светимость

Расст. в световых годах

a

Центавра A

0,3

4,7

1,0

4,3

a

Центавра B

1,7

6,1

0,28

4,3

a

Центавра C

M5e

15,4

5,2*10-5

4,3

Звезда Барнарда

9,5

13,2

4,0*10-4

6,0

Вольф 359

13,5

M6e

16,6

1,7*10-5

7,7

Люйтен- 726-8 A

12,5

M6e

16,6

4*10-4

7,9

Люйтен- 726-8 B

13,0

M6e

15,6

3*10-4

7,9

Лаланд 21185

7,5

10,5

4,8*10-3

8,2

Сириус A

-1,6

1,3

8,7

Сириус B

7,1

Б. Карлик

10,0

8*10-3

8,7

Cолнце

-26,72

4,8

8 сек.

Из этих двух таблиц хорошо видно, что видимая звезднаявеличина не зависит ни от расстояния ни от светимости по отдельности, а толькоот их совокупности.

5.

Способыопределения температуры поверхности звезд весьма разнообразны и они проверяютдруг друга, температура ядра звезды находится только исходя из сложных теоретическихрасчетов, и достигает нескольких миллионов градусов. Результаты примененияразных способов хорошо сходятся друг сдругом (см. Температуры в табл. Звездных спектров). Температуры звезд можноизмерять, улавливая получаемое от них тепло (и зная расстояние) с помощьютермоэлементов; вычислять их по размеру и светимости звезд; вычислять поспектру, который дает информацию о химическом составе и степени ионизации газов(каждый газ имеет свою температуру ионизации, получаемую экспериментально).

6. 6.1.

Длябольшинства звезд никакого перемещения заметить не удается, потому что онислишком далеки от нас, а наблюдения, хоть и проводились несколько тысячелетийназад (Египет, Рим, Греция, Китай...), но были недостаточно точны и почти несохранились до наших дней.

Рисунок SEQ Рисунок * ARABIC 2: Наблюдаемая и ненаблюдаемая скорость звезды.

Для определения скорости звезд в наше времяиспользуются фотографии неба, которые очень удобно сравнивать друг с другом. Такженаблюдаемая скорость звезд зависит от направления реальной скорости (см. рисунок).

Дляопределения не наблюдаемой скорости используется метод спектрального анализа.Если источник колебаний (в данном случае световых) движется относительно нас,то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются нами, меняется — при сближении укорачивается (смещается кфиолетовому концу спектра), при удалении увеличивается (смещается к красномуконцу спектра), то же самое относится и к приближающемуся или удаляющему краюзвезды. Невооруженным глазом это смещение почти незаметно, однако линии вспектре смещаются по формуле u=c (Dl/l) , где u — скоростьисточника, c — скоростьсвета, Dl-изменениечастоты, l — нормальнаядлина волны (закон Доплера). Соединяя полученные значения для наблюдаемой и ненаблюдаемой скоростей можно сделать вывод не только о скорости, но и о направлениидвижения звезды. К настоящему времени определены наблюдаемые скорости для100000 звезд и ненаблюдаемые для 7000. Это связано с тем, что при определении наблюдаемыхскоростей большую роль играет расстояние и сама скорость, а для расчетаненаблюдаемых — видимая звездная величина, которой определяется возможностьполучить достаточно четкий спектр.

7.

Очевидно, что методы определения размеров планет к звездам неподходят, в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самыемощные телескопы. Но удалось визуально измерить диаметр для небольшогоколичества звезд. Впервые это было сделано в 1920 году для звезды Бетельгейзе всозвездии Ориона.

Однако существуют косвенные методы определения размеров звездпо их светимости. Поскольку звезду можно представить как абсолютно черное тело,то закон излучения ей энергии в разных частях спектра известен. Если знатьтемпературу (п.4) звезды и ее светимость (п.3), то можно вычислить полнуюэнергию, испускаемую звездой. Одновременно для нее, как для абсолютно черноготела можно вычислить полную энергию, испускаемую с единицы поверхности (позакону Стефана — Больцмана E~T4). Таким образом,зная одновременно и удельную и полную энергию можно вычислить площадьповерхности звезду, а из нее, учитывая, что звезда — это шар и ее диаметр.

Размеры звезд существенно различаются между собой междусобой: существуют карлики (они, как правило, белые и горячие), гиганты (красныеи холодные) и обычные звезды, которых большинство.

7.1.

Белыекарлики — предположительно результат эволюции звезд типа Солнца имеют массупримерно равную массе Солнца и не превышающую 1,2 массы Солнца, радиус в 100раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в 1 млн. раз большесолнечной. Вещество белых карликов находится в состоянии вырожденного газа, прикотором давление внутри звезды не зависит от температуры, а зависит только отплотности (поэтому на диаграмме спектр — светимость невозможно определитьсветимость БК по их температуре); но зато их масса зависит от радиуса (массаобратно пропорциональна радиусу). Классическим примеров белого карлика являетсяСириус B.

7.2.

Нормальныезвезды составляют большинство звезд нашей галактики, в том числе и Солнце

7.3.

Красные гиганты — это предположительно промежуточнаяступень эволюции межу нормальными звездами и белыми карликами. Их масса составляетпримерно 10-100 масс Солнца (если они результат эволюции, то остается загадкой,откуда они берут недостающую массу), радиус 30-300 радиусов Солнца. Предположительноядром КГ является БК, который занимает примерно 1% от его размеров и 25% от егомассы.

8.

Современныеметоды наблюдения за звездами позволяют точно определить массы только двойныхзвезд.

8.1.

Рисунок SEQ Рисунок * ARABIC 3: Орбита звезды альфа Центавра.

Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более)звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуютразные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (какправили это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, этизвезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд,анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включаю массу,форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звездыимеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много такихзвезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко.

8.2.

Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально(первая и них была открыта еще древнимиарабами) по изменению видимого блеска (тут опасно перепутать их с цефеидами)(см. Рисунок) и близкому нахождению друг к другу, хотя иногда бывает, что двезвезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительномрасстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.н. оптически двойные звезды),однако это встречается

График SEQ График * ARABIC 3: кривая изменения блеска Алголя.

довольно редко.

Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звездадвойная по траектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая;причем по характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как,например, это было в случае с Сириусом.

8.3. Измерение параметров двойных звезд.

Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен влюбой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходяиз законов Кеплера. По III законуКеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца + mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 — массы звезд, P — их периодобращения, T — один год, A-большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды,a — расстояние от Земли доСолнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массусистемы. Массу каждой из звезд по отдельности можно найти, зная расстояниякаждой из звезд от их общего центра масс (x1,x2). Тогдаx1/ x2=m2/ m1.Исследуямассы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик: от 40 массСолнца до 1/4 массы Солнца.

Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость...)исследуются так же, как и у обычных.

8.4. 8.4.1. aЦентавра.

a

Центаврасостоит из двух звезд — aЦентавра Аи aЦентавра В.

a

Центавра Аимеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 Kи такую же массу и плотность. aЦентавра В имеет массу на15% меньше,спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношениюрасстояния от фокуса до центра к длине большое полуоси, т.е. эксцентриситет окружностиравен 0)

— 0,51. Период обращения — 78,8 года, большая полуось — 23,3а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжестисистемы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45oи составляет 31 км/c.

8.4.2.

Сириус, как и a

Центавра тоже состоит из двух звезд — А и В, однако вотличие от нее обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0,B-A7) и,следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K,B- 8000 K). МассаСириуса А — 2,5Mсолнца, Сириуса В- 0,96Mсолнца. Однакопри исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго немогли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у СириусаА, а следовательно, размер и светимость ~в 10 тысяч раз меньше. Это связано с тем, что атомы Сириуса B находятся в полностью ион

еще рефераты

Еще работы по астрономии

Реферат по астрономии

НЛО

8 Июня 2015

Реферат по астрономии

Солнце

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

В поисках системы мира

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

Биографии астрономов

29 Августа 2013