Спектральная классификация звёзд.

БУ Нижнеартовский политехнический институт.

Тема: Солнце и звёзды.

Выполнил студент 226 группы

Царенко Вячеслав Витальевич

Проверил преподаватель_______________.

Нижневартовск 2017

Звёзды.

Что такое звезда.

Они всходили над динозаврами, над Величавым Обледенением, над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путь финикийским мореходам и каравеллам Колумба, видели с высоты Столетнюю войну и взрыв Спектральная классификация звёзд. ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в их глаза богов и сами боги, другим – серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес, третьим – отверстия, через которые струится небесный свет.

Всепостоянство и непознаваемость звёзд наши праотцы считали обязательным условием существования мира. Античные египтяне считали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света Спектральная классификация звёзд.. Другие народы верили, что жизнь на Земле закончится, как созвездие Гончих псов догонит Огромную Медведицу. Наверняка, для их очень принципиально было обдумывать, что в этом невечном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.

Не умопомрачительно, что любые конфигурации в мире звёзд давно числились предвестниками значимых событий Спектральная классификация звёзд.. Согласно Библии, в один момент вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда – Полынь – будет знаком конца света.

В течение многих 1000-летий астрономы сверяли по звёздам жизни отдельных людей и целых стран, хотя и предупреждали при всем этом, что роль звёзд в предначертании судьбы велика, но Спектральная классификация звёзд. не абсолютна. Звёзды рекомендуют, а не предвещают, гласили они.

Но шло время, и люди стали всё почаще глядеть на звёзды с другой, наименее романтичной точки зрения, звёзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых полностью довольно узнаваемых законов природы, а изобретение новых астрономических устройств позволило ответить на вопрос Спектральная классификация звёзд. «что такое звезда?».

Сначала ХХ века, в главном благодаря трудам астрофизика Артура Эддингтона, совсем сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в собственных недрах источники энергии – ядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Потом выяснилось, что в звёздах могут синтезироваться и поболее тяжёлые хим элементы. По современным Спектральная классификация звёзд. представлениям, актуальный путь одиночной звезды определяется её исходной массой и хим составом. В телах массой меньше, чем 7-8 сотых толикой массы Солнца длительные термоядерные реакции идти не могут. Данная величина близка к малой массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в 10-ки тыщ раз. Температура на поверхности схожих Спектральная классификация звёзд. звёзд не превосходит 2-3 тыс. градусов. В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с большой скоростью. Если масса рождающейся звезды превосходит 50-70 солнечных масс, то после загорания термоядерного горючего очень насыщенное излучение своим давлением может просто скинуть избыток массы. Через несколько миллионов лет, а может быть и ранее, эти звёзды могут Спектральная классификация звёзд. подорваться как сверхновые

Что касается хим состава звёзд, то на их не найдено ни 1-го неведомого хим элемента. Единственный элемент – гелий – был открыт поначалу на Солнце и только позже на Земле. Более обильным элементом в звёздах является водород, примерно в три раза меньше содержится в их гелия. После водорода и Спектральная классификация звёзд. гелия на звёздах более всераспространены те же элементы, которые преобладают в хим составе Земли: кислород, углерод, азот, железо и др. Важную роль в жизни звезды играет её магнитное поле. С магнитным полем связаны фактически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы. Большей интенсивности магнитные поля добиваются на малогабаритных звёздных Спектральная классификация звёзд. остатках – белоснежных лилипутах и в особенности нейтронных звёздах.

Если рассматривать звёзды как природные объекты, то естественный путь к их занию лежит через измерение и сравнение параметров.

Сияние.

1-ое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, - это разная яркость (сияние) звёзд. Видимый сияние звёзд оценивается в звёздных величинах. Исторически сложившаяся система звёздных Спектральная классификация звёзд. величин присваивала 1-ю величину более броским звёздам, а 6-ю – самым слабеньким. Потом это шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в 5 звёздных величин соответствует различию в видимой яркости ровно в 100 раз. Как следует, разница в одну звёздную величину значит, что звезда ярче другой в ~ 2.512 раза. Для более четких измерений Спектральная классификация звёзд. шкала оказалась очень грубой, потому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом m, который ставится вверху после числового значения. К примеру, яркость Полярной звезды 2.3 .

Видимый сияние – просто измеримая, принципиальная, но далековато не исчерпающая черта. Для того чтоб установить мощность излучения звезды – светимость, нужно знать расстояние до неё.

Расстояние Спектральная классификация звёзд. до звёзд.

Расстояние до предмета можно найти, не добираясь до него на физическом уровне. Необходимо измерить направление на этот предмет с 2-ух концов известного отрезка (базиса), а потом высчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот способ именуется триангуляцией.

Чем больше базис, тем поточнее итог Спектральная классификация звёзд. измерений. Расстояния до звёзд настолько значительны, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, по другому ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдающий вкупе с планеткой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то Спектральная классификация звёзд. окажется, что он рассматривает её с различных точек земной орбиты, - а это уже приличный базис. Направление на звезду поменяется: она малость сместится на фоне более отдалёких звёзд. Это смещение именуется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годовым параллаксом звезды именуется угол, под которым с неё Спектральная классификация звёзд. был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано заглавие одной из главных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годовой параллакс которой приравнивался бы точно 1’’. Годовой параллакс хоть какой звезды связан с расстоянием до неё обычный формулой: r = 1/П Спектральная классификация звёзд., где r – расстояние в парсеках, П – годовой параллакс в секундах.

На данный момент способом параллакса определены расстояния до многих тыщ звёзд.

Светимость.

Когда были измерены расстояния до ярчайших звёзд, стало разумеется, что многие из их по светимости существенно превосходят Солнце. Если светимость Солнца (L = 4*10 Вт) принять за единицу, то мощность Спектральная классификация звёзд. излучения Сириуса составит: 221 L , Веги – 50 L и т.д. Это, но, не значит, что Солнце очень бледно смотрится по сопоставлению с остальными звёздами, известны звёзды, излучающие света в 10-ки тыщ раз меньше.

Цвет и температура.

Одна из просто измеримых звёздных черт – цвет, который всегда показывает на её температуру. В Спектральная классификация звёзд. астрономии используют абсолютную шкалу температур, шаг которой – один кельвин (1К).

Самые жаркие звёзды – всегда голубого и белоснежного цвета, наименее жаркие – желтого, прохладные – красного. Но даже более прохладные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов – горячее хоть какого расплавленного металла.

Человечий взор способен только грубо найти цвет звезды. Для более четких оценок Спектральная классификация звёзд. служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к разным участкам видимого диапазона.

Спектральная систематизация звёзд.

Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт диапазон. Особый аппарат, устанавливаемый на телескопе, с помощью специального оптического устройства – дифракционной решётки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску диапазона. Самое коротковолновое Спектральная классификация звёзд. видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а более длинноволновое – красноватому. По диапазону несложно выяснить, какая энергия приходит от звезды на разных длинах волн, и оценить её температуру поточнее, чем по цвету.

Бессчетные тёмные полосы, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами разных частей в атмосфере звёзд. Потому что каждый Спектральная классификация звёзд. хим элемент имеет собственный набор линий, диапазон позволяет найти, из каких веществ состоит звезда.

Сначала ХХ в. была разработана спектральная систематизация звёзд. Главные классы в ней обозначаются латинскими знаками (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавненько перебегают один в другой. Повдоль этой последовательности Спектральная классификация звёзд. миниатюризируется температура и меняется цвет звёзд – от голубого к красноватому. Звёзды, относящиеся к классам О, В, и А, именуются жаркими либо ранешними, F и G - солнечными, К и М – прохладными либо поздними. Для более четкой свойства каждый класс разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после Спектральная классификация звёзд. буковкы.

Размеры звёзд.

Звёзды так далеки, что даже в наибольший телескоп они смотрятся всего только точками. Как выяснить размер звезды?

На помощь астрологам приходит Луна. Она медлительно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от их свет. Хотя угловой размер звезды очень мал, Луна заслоняет её не сходу, а Спектральная классификация звёзд. за время в несколько сотых либо тысячных толикой секунды. По длительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера просто получить её настоящие размеры.

Но только маленькая часть звёзд на небе размещена так успешно, что может покрываться Луной Спектральная классификация звёзд.. Потому обычно употребляют другие способы оценки звёздных размеров. Угловой поперечник ярчайших и не очень отдалёких светил может быть конкретно измерен особым прибором – оптическим интерферометром. Но почти всегда радиус звезды (R) определяют на теоретическом уровне, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T). По законам излучения нагретых тел Спектральная классификация звёзд. светимость звезды пропорциональна величине R T . Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получают комфортную для вычисления формулу:

Масса звезды.

Важной чертой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет фактически все другие свойства звезды, а так Спектральная классификация звёзд. же особенности её актуального пути.

Прямые оценки массы могут быть изготовлены лишь на основании закона глобального тяготения. Массы звёзд заключены в границах от нескольких 10-ов до 0.1 массы Солнца. Таким макаром, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз – еще меньше, чем по размерам (в сотки тыщ раз) либо Спектральная классификация звёзд. по светимости (более млрд раз).


specifika-socialno-kulturnoj-deyatelnosti-v-obsheobrazovatelnoj-shkole.html
specifika-socialnogo-poznaniya-osobennosti-vzaimodejstviya-subekta-i-obekta.html
specifika-sociokulturnih-issledovanij-na-primere-rossijskoj-gosudarstvennosti-referat.html