Звезды. Основные характеристики и процессы.

1. Звезды. Основные характеристики и процессы.

2. Содержание: • Звезда • Зависимости • Расстояние • Масса • Спектры • Химический состав • Список использованной литературы

3. Звезда. Звезда́ — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. 

4. Солнце — типичная звезда спектрального класса G.

5. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые(плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.

6. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную  теплоёмкость.

7. Зависимости. Массы подавляющего большинства современных звёзд лежат в пределах от 0,0767 масс Солнца (80 масс Юпитера) до 100—300 масс Солнца, возможно, первые звёзды были ещё более массивными. Температура в недрах звёзд достигает 10—12 млн. К.

8. Соотношение размеров планет Солнечной системы и некоторых хорошо известных звёзд

9. Расстояние. Существует множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году.

10. Вега.

11. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк.

12. Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звёздная величина. В основном, для определения расстояния до далёких звёзд используется фотометрия.

13. Масса. Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды.

14. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый третий закон Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и в значительной степени зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы звезды.

15. В октябре 2010 года был предложен ещё один способ измерения массы звезды: он базируется на наблюдении за прохождением по диску звезды планеты со спутником. Проанализировав полученные данные и применив законы Кеплера, можно определить массу и плотность звезды и планеты, период вращения планеты и её спутника, их размеры относительно размеров звезды и некоторые другие их характеристики. На настоящий момент (18 октября 2010 г.) метод пока не был использован на практике.

16. Спектры звезд. Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M.

17. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее.

18. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли.

19. Химический состав Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно га каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

20. . Несмотря на то, что доля элементов тяжелее гелия в химическом составе звёзд исчисляется не более чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни. Так, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой.

21. Список использованной литературы. • www.wikipedia.ru:http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0 • И. С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть • П. И. Бакулин. Курс общей астрономии • Ю. Н. Ефремов. В глубины Вселенной • «Книга для чтения по астрономии. Астрофизика». М.М.Дагаев, В.М.Чаругин. Москва, 1988г. • «Астрономия». Б.А.Воронцов-Вельяминов. Москва, 1991г. • Энциклопедия «Обо всем на свете». Астрель. • Энциклопедия «Кирилл и Мефодий». 2004г. • Энциклопедия «Я познаю мир». Москва, 2006.

22. Презентацию подготовила ученица 11 класса «А» МОУ «Гимназия №4» Гаас Маргарита.