Студопедия

КАТЕГОРИИ:


Загрузка...

Архитектура-(3434)Астрономия-(809)Биология-(7483)Биотехнологии-(1457)Военное дело-(14632)Высокие технологии-(1363)География-(913)Геология-(1438)Государство-(451)Демография-(1065)Дом-(47672)Журналистика и СМИ-(912)Изобретательство-(14524)Иностранные языки-(4268)Информатика-(17799)Искусство-(1338)История-(13644)Компьютеры-(11121)Косметика-(55)Кулинария-(373)Культура-(8427)Лингвистика-(374)Литература-(1642)Маркетинг-(23702)Математика-(16968)Машиностроение-(1700)Медицина-(12668)Менеджмент-(24684)Механика-(15423)Науковедение-(506)Образование-(11852)Охрана труда-(3308)Педагогика-(5571)Полиграфия-(1312)Политика-(7869)Право-(5454)Приборостроение-(1369)Программирование-(2801)Производство-(97182)Промышленность-(8706)Психология-(18388)Религия-(3217)Связь-(10668)Сельское хозяйство-(299)Социология-(6455)Спорт-(42831)Строительство-(4793)Торговля-(5050)Транспорт-(2929)Туризм-(1568)Физика-(3942)Философия-(17015)Финансы-(26596)Химия-(22929)Экология-(12095)Экономика-(9961)Электроника-(8441)Электротехника-(4623)Энергетика-(12629)Юриспруденция-(1492)Ядерная техника-(1748)

Атмосфера Сонця. 1 страница




Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою і умовно поділяються на три концентричні оболонки – фотосферу, хромосферу і корону. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря.

Фотосфера (з гр. – «сфера світла») – це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Температура фотосфери зменшується з висотою і має в середньому 6000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називається поверхнею Сонця.Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце – це розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.

Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від лат. granulum – зернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на рисові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є близько 3млн гранул. Середній діаметр гранули 700 км, й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на їхньому місці. Картина грануляції схожа на кипіння окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають з надр фотосфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки – місця, де опускається вниз охолоджена плазма.

Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромосферою (від гр. chroma – колір). Товщина сонячної хромосфери понад 12 000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100 000 К. Під час повних затемнень Сонця хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке оточує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від лат. Spiculum-вістря, кінчик) – тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно гарячішою плазмою. Одночасно є близько 30 000 спікул, кожна з яких існує 2–5 хв. Висота спікули може сягати 10 тис. км. Речовина спікули, піднімаючись зі швидкістю до 20км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну корону.

Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається короною. Вона простягається на величезну відстань – понад 10 радіусів Сонця, а температура в ній підвищується до 2млн К. Яскравість сонячної корони орієнтовно така сама, як і повного Місяця, тому побачити її на тлі яскравої фотосфери неможливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціального приладу – коронографа – вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, а–частинок, іонів), який називають сонячним вітром.



У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми протуберанці.

4. Джерела енергії Сонця

Умова гравітаційної рівноваги Сонця. Історія існування будь-якої зорі – це боротьба між силою гравітації, яка намагається її необмежено стиснути, і силою газового тиску, спрямованою від центра зорі назовні, що намагається розсіяти її у навколишньому міжзоряному просторі. Стан зорі (в цьому разі Сонця), в якому сила гравітаційного стискання врівноважується силою газового тиску, називається станом гравітаційної рівноваги.

В умовах гравітаційної рівноваги температура Т всередині зорі радіусом R і масою М пропорційна відношенню M/R. Теоретичні розрахунки дають для Сонця температуру в центрі близько 15млн К. Густина речовини в центрі Сонця 100 г/см3, тиск – близько 220млрд. атмосфер.

Джерела енергії Сонця. Кожна зоря випромінює енергію, яка виробляється при гравітаційному стискуванні та в результаті термоядерних реакцій. Перший спосіб характерний для ранніх етапів еволюції зорі. Сонце давно сформувалося, тому для нього основним джерелом енергії є термоядерний синтез.

З теорії випливає, що під час гравітаційного стискання в центрі газопилової хмари виникає зародок зорі, на який «намагається» впасти вся навколишня речовина. У процесі падіння потенціальна енергія перетворюється на кінетичну, а та, у свою чергу, внаслідок зіткнень окремих частинок перетворюється на теплову енергію. Із зменшенням радіуса майбутньої зорі температура в її центрі починає зростати. Протозоря випромінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навколишній простір. Друга її половина йде на нагрівання речовини самої зорі. Але гравітаційне стискання може бути джерелом енергії зір лише на відносно коротких етапах їхнього розвитку.

У процесі стискання протозорі зростає температура в її центрі, і через деякий час може досягти величини 10 000 000К. За такої температури починаються термоядерні реакції. Існує два цикли протікання таких реакцій: протон-протонний та вуглецево-азотний. В умовах Сонця основною є реакція протон-протонного циклу, за якої з чотирьох протонів (ядер водню) утворюється одне ядро гелію і виділяється енергія 4,3*10–11Дж. Схема цього циклу така:

Вчені вважають, що запасів водню, який є у сонячному ядрі, вистачить на 10млрд років.

У другому, вуглецево-азотнотму циклі, також із чотирьох ядер водню утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азот відіграють роль каталізаторів. Ця реакція є неістотною для Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15млн К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір.

5. Сонячна активність та її вплив на Землю.

Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. її виявами є плями, смолоскипи, протуберанці, спалахи. Що більше цих утворень, то вищою є активність Сонця. Спостереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється.

Сонячні плями.У телескоп чи на фотографіях Сонця можна побачити ділянки із зниженою яскравістю – темні плями, які виникають у фотосфері. Температура речовини в них менша, ніж у навколишніх ділянках фотосфери (близько 4500 К). За рухом сонячних плям встановлено обертання Сонця навколо осі і зональний характер цього обертання.

Сонячні плями, якщо їх розглядати детальніше, не є однорідними. Центральна темніша частина – тінь, або ядро, оточена півтінню. Розміри плям різноманітні і можуть сягати 180 000 км. На тлі яскравої фотосфери плями виглядають чорними, але їхній справжній колір – червонуватий. Особливістю темних плям є наявність у них сильного магнітного поля з індукцією до 0,5Тл. Сильне магнітне поле перешкоджає рухові плазми, сповільнює конвекцію і у такий спосіб послаблює доступ енергії з надр Сонця. Тому температура у плямах на 1000–1500К нижча, ніж у фотосфері. Зазвичай плями з'являються групами. У групах виділяються дві найбільші плями – ведуча та хвостова, які мають протилежну полярність магнітного поля. Сонячні плями – нестійкі утворення. їхня форма та кількість постійно змінюється. Найчастіше плями виникають в екваторіальній зоні Сонця.

Смолоскипи.Поряд із плямами у фотосфері часто спостерігаються смолоскипи – світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру. їхня яскравість трохи переважає яскравість фотосфери, а температура лише на 200–300 К вища. Смолоскипи є повсюдними супутниками плям. Оскільки в самій плямі потік енергії з надр Сонця менший, то ділянка поруч із плямою – смолоскип – це місце, де її надходить більше.

Протуберанці.У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми аркоподібної чи фонтаноподібної форми – протуберанці (від лат. «протуберо» – здуватися). Протуберанці – це утворення, в яких речовина підіймається над сонячною поверхнею і утримується над нею завдяки магнітному полю. Температура речовини протуберанця в сотні раз менша за температуру навколишньої плазми, а густина в стільки ж разів більша. Форма, розміри та розвиток протуберанців визначається магнітним полем. Існують спокійні протуберанці, які місяцями висять над хромосферою, повільно змінюючись і поступово зникаючи. По–іншому поводять себе еруптивні протуберанці. Раптово із швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кілометрів і так само швидко падає вниз.

Сонячні спалахи – різкі збільшення яскравості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Тривалість спалахів різноманітна і залежить від потужності. Невеликі спалахи тривають кілька хвилин. У роки максимуму сонячної активності Трапляються грандіозні спалахи тривалістю до 7 годин. За сучасними уявленнями спалах – це раптове виділення енергії, накопиченої у магнітному полі активної зони. При цьому виділяється до 1025 Дж енергії і в міжпланетний простір зі швидкістю до 30 000 км/с викидаються мільярди тонн речовини. При сонячних спалахах заряджені частинки розганяються і речовина дуже нагрівається, тобто створюються сприятливі умови для протікання термоядерних реакцій синтезу. Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання.

За міру сонячної активності прийнято число Вольфа:

де g-кількість груп сонячних плям,f – загальна кількість плям. Наприклад, якщо плям нема W = 0; якщо є одна пляма (відповідно одна група), то W– 11; якщо є 4 групи, у яких загалом 15 плям, W= 10*4 + 15 = 55.

У роки підвищеної активності Сонця значно збільшується кількість плям (W більше 100), смолоскипів та потужних протуберанців, часто відбуваються сильні спалахи.

1844 року Г. Швабе виявив 11–річний цикл сонячної активності. У кожному циклі активність Сонця зростає близько 4 років, а потім 7 років затухає. Вчені ведуть умовну нумерацію циклів. Першим вважають той, що розпочався в 1755 р. З 1996 р. триває 23–й цикл.

Коли сонячна активність сягає свого піку, щодоби може статися до 10 спалахів на Сонці. Вже через 8хв 20с після спалаху потужний потік жорсткого електромагнітного випромінювання сягає Землі, створюючи додаткову іонізацію повітря. Внаслідок цього погіршується короткохвильовий радіозв'язок. Згодом орбіти нашої планети сягають підсилені спалахом потоки сонячного вітру і значно деформують магнітосферу Землі. Виникають магнітні бурі — сильні раптові зміни характеристик геомагнітного поля Землі. Під час магнітних бур з'являються полярні сяйва, виникають порушення телеграфно – телефонного зв'язку, погіршується сон та самопочуття людей, збільшується кількість інсультів та інфарктів. Сильні магнітні бурі можуть навіть провокувати землетруси в сейсмічно активних районах Землі. Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки максимуму активності світила швидше ростуть дерева. Підвищується розмноження деяких комах (сарани), бурхливо поширюються епідемії (це пов'язано як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей). Для реєстрації центрів сонячної активності у світі створена система неперервного стеження за станом Сонця — так звана служба Сонця.

Запитання для самоконтролю:

1. За рахунок протидії яких сил існує Сонце?

2. Що таке термоядерний синтез?

3. Що розуміють під сонячною активністю? Які вияви сонячної активності вам відомі?

4. Як впливає сонячна активність на Землю? Що таке магнітна буря?

5. Назвіть основні фізичні характеристики Сонця, як зорі (радіус, маса, температура, світність).

6. Назвіть складові внутрішньої будови Сонця.

7. Що вам відомо про хімічний склад Сонця?

8. Яким чином енергія з сонячного ядра потрапляє на поверхню Сонця?

РОЗДІЛ І. Зорі. Еволюція зір. Наша Галактика. Будова та еволюція Всесвіту.

ЛЕКЦІЯ №10

Тема. Звичайні зорі, їх основні характеристики. Подвійні зорі.

План лекції.

1.Визначення відстаней до зір.

2.Основні характеристики зір.

3.Будова зір.

4.Подвійні зорі

Література. Л4 (ст. 91– 93); Л5 (ст.126–138)

1. Визначення відстаней до зір.

Відстань до далекого предмета можна визначити, побудувавши напрямки на цей предмет з двох кінців відомого відрізка (базису), а потім розрахувати розміри трикутника, утвореного кінцями базису та віддаленим предметом (мал. 15).

 

Чим більший базис, тим точніший результат вимірювання. Відстані до зір дуже великі, тому базис повинен перевищувати розміри земної кулі.

За шість місяців Земля опиняється в діаметрально протилежній точці своєї орбіти (точки Т1 і Т2), внаслідок цього положення зорі зміщується на тлі більш віддалених зір (точки S, і S2) (див. мал. 16). Це зміщення називається паралактичним, а кут, на який змістилася зоря на небесній сфері – паралаксом.

Річний паралакс – кут π, під яким із зорі видно середній радіус Земної орбіти, перпендикулярний до напряму зорі.

Річні паралакси усіх зір менші за 1", тому до середини XIXст. виміряти їх було неможливо. В перше в 1837р. російський астроном В. Струве визначив річний паралакс зорі Веги (α Ліри): π= 0,123". Відстань від Землі до зорі

 

де а = 1а.о. – радіус земної орбіти, π– річний паралакс зорі. Для малих кутів sinπ =π (π у радіанах). Паралакси зручно визначати в секундах (1 рад = 206265 "). Отже, r=206265 "/π" (а.о.).

Відстань до зір вимірюється також в парсеках і світлових роках.

1 Парсек (скорочено від паралакс і секунда) – відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом 1".

1пк = 206265а.о. = 3,0856 *1016м.

1 світловий рік— відстань, яку світло проходить у вакуумі за 1 рік.

1св.р = 9,5 *1015м = 63240а.о. = 0,3066пк.

1пк = 3,26св.р.

Метод річного паралаксу застосовується до зір, відстань до яких не перевищує 100пк. Відстань до більш віддалених об'єктів установлюється іншими, менш точними методами, наприклад, методом типового представника за абсолютною (М) та видимою (m) зоряними величинами (див. наступний розділ).

2. Основні характеристики зір.

Зоря – самосвітній космічний об'єкт, у надрах якого відбувається або відбувались екзотермічні термоядерні реакції.

1) т видима зоряна величина, що характеризує яскравість (блиск) зорі (m від лат. magnitude - величина). Позначається як показник степеня біля цифри, яка вказує на її числове значення. Найяскравіші зорі мають першу зоряну величину (1m), менш яскраві – другу, третю і т. д. Неозброєним оком можна спостерігати зорі до шостої зоряної величини.

Видимою зоряною величиною називається взятий із знаком мінус логарифм по основі 2,512 від освітленості, що створює даний об'єкт на площині, перпендикулярній до його променів

Для двох зір, що дають освітленості Е, і Е2 різниця видимих зоряних величин

 
 

 

 


Різниця в 5 зоряних величин 2 — т1 = 5) відповідає відмінності видимого блиску в 100 разів. Отже, різниця в одну зоряну величину означає, що зоря яскравіша за іншу в 2,5 рази. Пізніше були введені дробові та від'ємні зоряні величини. Що яскравішим є світило на небі, то меншою є його зоряна величина. Наприклад, для Полярної зірки +2,3m, Сиріуса – 1.58m, Венери – 4m, повного Місяця – llm, Сонця –26,8m.

Видима зоряна величина не дає повної інформації про потужність світила, оскільки суттєво залежить від відстані до зорі.

2) М – абсолютна зоряна величина зоряна величина, яку б мала зоря, перебуваючи на відстані 10 пк від спостерігача

r – відстань до зорі, виражена в парсеках. Абсолютна зоряна величина Сонця

Отже, на відстані 10 парсек Сонце мало б вигляд слабкої зірочки, міріади яких розсіяні на небосхилі. Абсолютні зоряні величини змінюються від М = –10 до М = +19.

3) L – світність зорі— повна кількість енергії, яку випромінює зоря з усієї своєї поверхні за одиницю часу в усіх напрямках. Як правило, світність зорі виражають в одиницях світності Сонця LQ

де L0= 4*1026Вт.

За світністю зорі поділяються на надгіганти, гіганти та карлики. Наприклад, надгіганти: зоря, Скорпіона (m = 4,9, М = –9,4, L = 480000Lо), зоря Бетельгейзе (α Оріона) (m = 0,42, М = –6,1,L = 21300Lо ). Гіганти: Альдебаран (L = 100Lо), Арктур (L = 107Lо ), Вега (L = 50Lо). Сонце належить до карликових зір. Є зорі значно слабші, наприклад, найближча до нас Проксима Кентавра випромінює енергії у 18000 разів менше, ніж Сонце. Карликових зір у природі значно більше, ніж гігантів та надгігантів. Із 40 найближчих до Землі зір лише три потужніші, ніж Сонце: Сиріус, Процион і Проксима Кентавра (α–Центавра).

4) Колір та температура. Колір зорі тісно пов'язаний з температурою її поверхні. Найвищу температуру мають зорі блакитного та білого кольору, менш гарячі – жовтуватого, холодні – червоного. Найхолодніші з них мають температуру 2–3тис. Кельвінів. Для більш точного визначення температури використовують спектральний аналіз. Зовнішній вигляд спектра зорі залежить від температури на її поверхні. За різних температур максимум інтенсивності неперервного спектра припадає на різні його ділянки. Якщо максимум випромінювання зорі знаходиться у червоній ділянці спектра, то її колір буде червоним, якщо у блакитній -блакитним. А якщо зоря випромінює з однаковою інтенсивністю весь неперервний спектр, то її колір буде білим.

5) Розміри зір. Кутовий діаметр яскравих і не дуже віддалених зір вимірюється за допомогою оптичного зоряного інтерферометра.

В більшості випадків радіус зорі визначають за теоретичною формулою:

В окремих випадках для визначення кутового діаметра зір вдається використати вигляд інтерференційної картини, яка виникає під час покриття зір Місяцем. Лінійні радіуси можна визначити у затемнювано-змінних зір за тривалістю затемнення.

Найменші зорі (білі карлики) мають у діаметрі кілька тисяч кілометрів. Розміри найбільших – червоних надгігантів – у сотні, тисячі разів перевищують сонячні.

6) Маса зорі.Маса зорі є дуже важливою характеристикою. Чим більша маса, тим більший тиск і температура в її центрі, а це визначає практично всі інші характеристики зорі, побудову, а також особливості її життєвого шляху.

Вік зорі залежить безпосередньо від її маси. Зорі з масою в 100 разів більшою від сонячної існують усього кілька мільйонів років. Якщо маса становить 2–3 сонячних, вік зорі збільшується до мільярда років. Вік Сонця – 4,5 – 5млрд років.

Прямі оцінки маси можна зробити тільки на основі закону всесвітнього тяжіння. їх вдалося отримати для більшості подвійних зір. Наближено масу зорі можна розрахувати за іншими характеристиками, зокрема за світністю зорі. При збільшенні маси в 2 рази світність збільшується в 10 разів.

3. Будова зір

Для отримання інформації про структуру зорі використовують метод послідовних наближень. Задається певне співвідношення водню, гелію і важких елементів, і, знаючи масу зорі, розраховують її світність. Цю процедуру повторюють доти, доки для певної суміші розрахована та отримана із спостережень світність не співпадуть. Цей склад зорі і вважають близьким до реального. Виявилося для більшості зір на долю водню та гелію приходиться не менше 98 % маси.

З'ясувалося, що при переміщенні вгору вздовж головної послідовності радіуси і температура в надрах зір зростають. Залежно від цього змінюється і характер термоядерних реакцій у їхніх надрах. Внутрішня будова зір суттєво залежить від їх маси.

Якщо маса зорі не перевищує 1,2М0, то її будова схожа на будову Сонця: променисте ядро, зона променистої рівноваги і конвективна зона. Така модель характерна для зір нижньої ділянки головної послідовності. Що холодніша зоря, то протяжніша у неї конвективна зона. Головним джерелом енергії таких зір є термоядерні реакції синтезу гелію протон-протонного циклу.

Зорі з масами більшими, ніж 1,0 розташовані у верхній частині головної послідовності. У їхніх надрах відбуваються термоядерні реакції вуглецево–азотного циклу, які мають значно більший енергетичний вихід. У центральній частині таких зір розташоване конвенктивне ядро, а над ним — зона променистої рівноваги.

4. Подвійні зорі.

Оптично-подвійні зорі — дві зорі, які видно поряд на небесній сфері, але насправді між ними величезні відстані і жодного зв'язку немає. Прикладом є пара Міцар та Алькор із сузір'я Великої Ведмедиці — одна з небагатьох зоряних пар, які можна розрізнити неозброєним оком.

Фізично-подвійними або кратними називаються системи зір, які об'єднані силами всесвітнього тяжіння й обертаються навколо спільного центра мас.

Якщо подвійність можна помітити в телескоп, то такі зорі називають візуальноподвійними. Навіть у невеликий телескоп видно, що зоря Міцар складається з двох дуже близьких зір, кутова відстань між якими 14". Один із компонентів цієї зорі має видиму зоряну величину 2,4, інший 4, а око сприймає їх як одну зорю 2,2 видимої зоряної величини. Іноді компоненти фізично–подвійних зір мають різний колір: наприклад, β Лебедя (Альбірео) – велика жовтогаряча і маленька блакитна, α Гончих Псів (Серце Карла) – жовта і фіолетова, α Скорпіона (Антарес) – червона і бірюзова.

Існують зорі, подвійність яких не можна побачити навіть у найпотужніший телескоп. Зорі, подвійність яких можна виявити лише при дослідженні спектрограм, називаються спектрально–подвійними.

Затемнювано–подвійними називаються зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим. Момент часу, коли система має найбільшу яскравість, називається епохою максимуму, а найменшу – епохою мінімуму. Різниця зоряних величин у максимумі та мінімумі блиску називається амплітудою, а проміжок часу між двома послідовними максимумами чи мінімумами – періодом затемнювано-змінної пари. Зірка, що має більшу світність – головна, слабкіша зоря – її супутник.

Тісні подвійні зорі. Якщо відстані між зорями сумірні з їхніми розмірами, то вони утворюють тісну пару. Форма компонентів такої подвійної пари суттєво змінюється припливними силами. У тісних парах між зорями можливий обмін речовиною.

Окрім фізичних зоряних пар, існують потрійні, чотирикратні і т.д. зорі Якщо кількість компонентів перевищує 10, то такі об'єкти називають зоряними скупченнями. Вважають, що у Всесвіті близько 30 % зір – одинарні, 50 % – подвійні, 20 % – зорі кратності 3 і вище. Досліджуючи елементи орбіт кратних зір, їхні спектри, періоди обертання, вдалося визначити маси їхніх компонентів.

Запитання для самоконтролю.

1. Що таке річний паралакс?

2. Які методи визначення відстаней до зір вам відомі?

3. Назвіть основні характеристики зір?

4. Моделі будови зір.

5. За якими ознаками зорі зараховують до подвійних?

6. Опишіть затемнювано-подвійну і спектрально-подвійну зорі.

7. Що вам відомо про тісні подвійні системи зір?

ЛЕКЦІЯ №11

Тема. Змінні зорі. Нейтронні зорі. Чорні дірки. Еволюція зір.

План лекції.

1.Змінні зорі.

2.Нейтронні зорі. Чорні дірки.

3.Еволюція зір.

Література. Л5 (ст.139–147); Л4 (ст.100, 103–104)

1. Змінні зорі

Змінними називаються зорі, блиск яких змінюється з часом. Усі змінні зорі можна поділити на дві групи: затемнювано-змінні та фізичні змінні зорі.

Затемнювано-змінні або затемнювано-подвійні зорі це зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим. Зміну видимої зоряної величини таких зір від часу зображують у вигляді графіка т=m(t). Вигляд кривої залежить від розмірів,форми,маси, світності компонентів та відстані між ними. Для Алголя («диявол»)—β Персея— крива блиску зображена на мал.18.Цифри на графіку відповідають відповідним положенням компоненти на орбіті. Блиск змінюється від 2,2m до 3,4m з періодом
2 доби 20 годин 49 хв.

Фізично змінні зорі— зорі, зміна світності яких зумовлена процесами, що відбуваються в їхніх надрах.

У нашій Галактиці і за її межами виявлено десятки тисяч фізично змінних зір. Вони поділяються на дві основні групи: пульсуючі та спалахуючі. Окремим випадком спалахуючих змінних зір є нові та наднові зорі.

Пульсуючі змінні зорі. Причиною зміни світності пульсуючих зір є їх стискання та розширення. При стисканні зорі розміри її фотосфери зменшуються, температура зростає, тому підвищується світність та блиск. При розширенні, навпаки, температура і світність зменшуються. Пульсувати можуть лише гіганти та надгіганти.

Змінні пульсуючі зорі, блиск яких змінюється плавно і строго періодично, називаються цефеїдами. Назва походить від зорі σ Цефея — добре вивченої представниці цього класу зір (її змінність була відкрита в 1784 р. англ. Астрономом Дж. Гудрайком). Її видима зоряна величина змінюється від 3,5 до 4,4 з періодом 5 діб 8год 47хв. При цьому температура поверхні зорі коливається від 5500К до 6700К, а радіус від 35млн км до 39млн км.

Цефеїди належать до гігантів та надгігантів з великими світностями. Амплітуда зміни блиску різних цефеїд лежить у межах 0,5—2 зоряні величини. Найменшу амплітуду коливань має Полярна зоря — одна з найближчих цефеїд (її видима зоряна величина змінюється від 1,94 до 2,05 з періодом 3 доби 16год 5хв).

За періодом змінності цефеїди поділяються на довгоперіодичні (з періодом від 1доби до 70діб) та короткоперіодичні (від 80хв до 1доби).

Дивовижною властивістю цефеїд є те, що між світністю та періодом існує зв'язок: що більший період зміни блиску цефеїди, то вища її світність. Таким чином за відомим періодом цефеїди можна визначити її світність L і абсолютну зоряну величину М. Знаючи її видиму зоряну величину, знаходять відстань до зорі. Саме за цю властивість цефеїди називають маяками Всесвіту. Ці змінні зорі з високою світністю видно на значних відстанях далеко за межами нашої Галактики. Отже, за допомогою цефеїд можна визначити відстані до галактик.

Існують також змінні зорі з дуже великим періодом (від 70 до 1400 діб) і амплітудою від Зm до 10mміриди. До міридів належать червоні гіганти, що змінюють блиск на кілька зоряних величин з періодами від кілька місяців до 1,5 року. Назву цій групі дала зоря Міра (о Кита). її блиск за кожні 332 доби змінюється від 2m до 10m.

2. Наднові зорі. Чорні дірки.

На кінцевій стадії еволюції, після того як зоря вичерпає свої джерела енергії, вона починає охолоджуватись і стискатись. При цьому тиск газу сильно зростає. Якщо маса зорі невелика, то сили гравітації порівняно слабкі і стиск зорі (гравітаційний колапс) припиняється. Вона переходить у стійкий стан білого карлика. Але якщо маса перевищує деяке критичне значення, стиснення продовжується. При дуже високій густині електрони, з'єднуючись з протонами, утворюють нейтрони. Майже уся зоря складається з нейтронів, які настільки щільно притиснуті один до одного, що величезна зоряна маса зосереджується в дуже невеликій кулі радіусом кілька кілометрів і стиск припиняється. Густина такої кулі – нейтронної зорі – величезна навіть порівняно з густиною білих карликів, (перевищує 10 млн.т/см3).





Дата добавления: 2014-12-07; Просмотров: 570; Нарушение авторских прав?;


Нам важно ваше мнение! Был ли полезен опубликованный материал? Да | Нет



ПОИСК ПО САЙТУ:


Читайте также:



studopedia.su - Студопедия (2013 - 2017) год. Не является автором материалов, а предоставляет студентам возможность бесплатного обучения и использования! Последнее добавление ip: 54.162.27.162
Генерация страницы за: 0.03 сек.