Презентация по астрономии на тему "Звезды, звёздные системы и ассоциации"
ЗВЕЗДЫ
Звезда — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.
Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе.
Невооружённым глазом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. За исключением сверхновых, все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.
Туманность — участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Ранее туманностями называли всякий неподвижный на небе протяжённый объект. В 1920-е годы выяснилось, что среди туманностей много галактик (например, Туманность Андромеды). После этого термин «туманность» стал пониматься более узко, в указанном выше смысле. Туманности состоят из пыли, газа и плазмы.
Газово-пылевые облака - темные туманности - располагаются сравнительно тонким слоем вблизи галактической плоскости, причем преимущественно, как и звезды, в спиральных рукавах.
Глобула — тёмная газо-пылевая туманность, как правило, наблюдаемая на фоне других светлых туманностей или звезд.
Информацию о любом космическом объекте астрономы получают из анализа его излучения. Протозвезда – это звезда, образующаяся из протопланетного облака. На начальной стадии зарождения протозвезду увидеть невозможно, т.к. она практически ничего не излучает, а если она находится в далекой галактике, то тем более ее не обнаружить. Позднее, когда фотосфера начнет светиться в инфракрасном диапазоне электромагнитных волн, вот тогда ее можно обнаружить и уже классифицировать как новую звезду. Достигнув температуры около 3000 К, протозвезда уже становится оптическим источником излучения красного света.
Звёзды типа T Тельца — это звёзды, которые ещё не вступили на главную последовательность. Они весьма молоды, принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных.
Большая часть звезд попадает в «полосу», которую принято называть главной последовательностью. Большую часть своей жизни звезды проводят именно там. Характерной особенностью звезд главной последовательности является то, что их основное энерговыделение обусловлено «горением» водорода в ядре, в отличие от звезд типа Т Тельца
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Красный гигант — звезда поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Примерами красных гигантов являются Арктур, Альдебаран, Гакрукс и Мира. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (Tph ≈ 3000—5000 K) Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной.
Белые карлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (1,4 массы Солнца), лишённые собственных источников термоядерной энергии. Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми или большими, чем масса Солнца, но с радиусами в 100 раз меньшими.
Чёрные карлики — остывшие и вследствие этого не излучающие (или слабоизлучающие) в видимом диапазоне белые карлики. Представляют собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции. В настоящее время в астрономической литературе термин «чёрный карлик», как правило, не используется, такие объекты именуются белыми карликами (WD)
Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою яркость на 4—8 порядков (на 10-20 звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки Сверхновая звезда, или взрыв сверхновой — процесс колоссального взрыва звезды в конце ее жизни. При этом освобождается огромная энергия, а светимость возрастает в миллиарды раз. Оболочка звезды выбрасывается в космос, образуя туманность. А ядро сжимается настолько, что становится либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой.
Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества ядра взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект — нейтронная звезда, если масса звезды до взрыва составляла более 8 солнечных масс (M☉), либо чёрная дыра при массе звезды свыше 20 M☉ Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционирует.
Нейтронная звезда — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду. Нейтронные звёзды возникают в результате вспышек сверхновых звёзд.
Чёрная дыра — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом.
Коричневые карлики, или бурые карлики — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне от 0,012 до 0,0767 массы Солнца. Как и в звёздах, в них идут термоядерные реакции ядерного синтеза на ядрах лёгких элементов (дейтерия, лития, бериллия, бора) В отличие от звёзд главной последовательности, вклад в тепловыделение таких звёзд ядерной реакции слияния ядер водорода (протонов) незначителен
Двойные звезды во Вселенной
Двойная звезда, или двойная система, — система из двух гравитационно-связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс.
Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены), называются видимыми двойными, или визуально-двойными.
Если представить себе, что один из двух компонентов нам не виден по тем или иным причинам, то двойственность все равно можно обнаружить по изменению положения на небе второго. В таком случае говорят об астрометрически-двойных звёздах.
Орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными.
Сириус, состоит из двух звезд – А и В, обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно температуру (A-10000 K, B - 8000 K).
Звездные скопления и ассоциации
Звёздное скопление — визуально связанная группа звёзд, имеющая общее происхождение и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое.
Рассеянные* скопления Рассеянные скопления гораздо моложе шаровых – возраст таких звездных конгломератов обычно оценивается в сотни миллионов лет. Обнаружить их можно только в галактиках спиральной или неправильной формы *за слабую концентрацию звезд к центру скопления Содержат нескольких сотен звёздных объектов в пределах области размером до 30 световых лет.
Плеяды — рассеянное звёздное скопление и астеризм в созвездии Тельца. Плеяды, благодаря своей относительной яркости, известны людям с древности: самое первое их наскальное изображение датируется XVIII—XV тысячелетиями до нашей эры и обнаружено в пещере Ласко
Гиады — рассеянное звёздное скопление в созвездии Тельца. Скопление удалено на 45 парсек и является ближайшим к Земле.
Шаровые скопления — это группы звёзд, которые могут состоять от нескольких сотен до нескольких миллионов объектов, гравитационно-связанных и старых по возрасту Диаметр от 10 до 30 световых лет.
Как найти М13 на звёздном небе
Шаровое звездное скопление NGC 3572
Важные параметры для звезд и объектов
Предел Чандрасекара — верхний предел массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает этот предел, то она становится нейтронной звездой. Предел равен 1,4 масс Солнца. Субраманьян Чандрасекар американский астрофизик и физик-теоретик индийского происхождения, лауреат Нобелевской премии по физике О пределе массы белых карликов
Минимальная масса звезды по нынешним представлениям составляет 8% от солнечной. Если объект легче, его относят к классу коричневых карликов (субзвезды). Максимальная масса – 150-200 солнечных масс (???) О массах звезд
Гравитационный радиус (или радиус Шварцшильда) радиус, определённый для любого физического тела, обладающего массой: это радиус сферы, на которой находился бы горизонт событий, создаваемый этой массой (с точки зрения ОТО), если бы она была распределена сферически симметрично, была бы неподвижной (в частности, не вращалась, но радиальные движения допустимы) и целиком лежала бы внутри этой сферы. Карл Шварцшильд немецкий астроном и физик
