Esitys aiheesta "tähtien fyysinen luonne". Esitys aiheesta "tähtien fyysinen luonne" Sykkivät muuttuvat tähdet

AURINGON FYSIKAALINEN LUONNE

Aurinko on planeettajärjestelmämme keskuskappale ja meitä lähin tähti.

Auringon keskimääräinen etäisyys Maasta on 149,6 * 10 6 km, sen halkaisija on 109 kertaa Maan halkaisija ja tilavuus 1 300 000 kertaa Maan halkaisija. Koska Auringon massa on 1,98 * 10 33 G(333 000 Maan massaa), niin sen tilavuuden mukaan havaitsemme, että aurinkoaineen keskimääräinen tiheys on 1,41 g/cm3(0,26 Maan keskimääräinen tiheys). Auringon säteen ja massan tunnettujen arvojen perusteella voidaan määrittää, että painovoiman kiihtyvyys sen pinnalla saavuttaa 274 m/s 2, tai 28 kertaa suurempi kuin painovoiman kiihtyvyys maan pinnalla.

Aurinko pyörii akselinsa ympäri vastapäivään, kun sitä tarkastellaan ekliptiikan pohjoisnavasta, eli samaan suuntaan, johon kaikki planeetat kiertävät sen ympäri. Jos katsot auringon levyä, sen pyöriminen tapahtuu levyn itäreunasta länteen. Auringon pyörimisakseli on vinossa ekliptiseen tasoon nähden 83° kulmassa. Mutta aurinko ei pyöri kuin jäykkä kappale. Sen sideerinen kiertoaika päiväntasaajan vyöhyke vastaa 25 päivää, lähellä 60° heliografista (auringon päiväntasaajalta mitattuna) leveysastetta se on 30 päivää, ja napoissa se saavuttaa 35 päivää

Aurinkoa kaukoputken läpi tarkasteltaessa sen kirkkaus heikkenee selvästi kiekon reunoja kohti, koska Auringon syvemmistä ja kuumimmista osista tulevat säteet kulkevat kiekon keskustan läpi.

Auringon aineen läpinäkyvyyden rajalla olevaa kerrosta, joka lähettää näkyvää säteilyä, kutsutaan fotosfääriksi. Fotosfääri ei ole tasaisen kirkas, mutta siinä on rakeinen rakenne. Fotosfääriä peittäviä kevyitä rakeita kutsutaan rakeiksi. Rakeet ovat epävakaita muodostelmia, niiden olemassaolon kesto on noin 2-3 min, ja koot vaihtelevat välillä 700-1400 km. Fotosfäärin pinnalla on tummia kohtia ja vaaleat alueet, joita kutsutaan faculaiksi. Täplien ja faculae-havainnot mahdollistivat Auringon pyörimisen luonteen ja sen ajanjakson määrittämisen.

Fotosfäärin pinnan yläpuolella on auringon ilmakehä. Sen pohjakerroksen paksuus on noin 600 km. Tämän kerroksen aine absorboi selektiivisesti sellaisen pituisia valoaaltoja, että se itse pystyy lähettämään. Uudelleenemission aikana energia hajoaa, mikä on suora syy tärkeimpien tummien Fraunhofer-linjojen ilmestymiseen aurinkospektrissä.

Auringon ilmakehän seuraava kerros, kromosfääri, on väriltään kirkkaan punainen ja se havaitaan täysin auringonpimennyksiä helakanpunaisen renkaan muodossa, joka peittää Kuun tumman kiekon. Kromosfäärin yläraja on jatkuvasti levoton, ja siksi sen paksuus vaihtelee 15 000 - 20 000 km.

Kromosfääristä irtoaa näkyvyyttä – kuumien kaasujen suihkulähteitä, jotka näkyvät paljaalla silmällä täydellisten auringonpimennysten aikana. 250-500 nopeudella km/s ne nousevat Auringon pinnalta etäisyyksille, jotka vastaavat keskimäärin 200 000 etäisyyttä km ja jotkut niistä saavuttavat jopa 1 500 000 korkeuden km.

Kromosfäärin yläpuolella on aurinkokorona, joka näkyy täydellisen auringonpimennyksen aikana Aurinkoa ympäröivän hopeahelmikehän muodossa.

Aurinkokorona on jaettu sisäiseen ja ulkoiseen. Sisäkruunu ulottuu noin 500 000 korkeuteen km ja koostuu harvennetusta plasmasta - ionien ja vapaiden elektronien seoksesta. Sisäkoronan väri on samanlainen kuin auringon, ja sen säteily on valoa fotosfääristä, joka on siroteltu vapaiden elektronien avulla. Sisäkoronan spektri eroaa auringon spektristä siinä, että siinä ei havaita tummia absorptioviivoja, vaan jatkuvan spektrin taustalla havaitaan emissioviivoja, joista kirkkaimmat kuuluvat moninkertaisesti ionisoituneeseen rautaan, nikkeliin ja joihinkin muihin alkuaineisiin. . Koska plasma on erittäin harvinaista, vapaiden elektronien nopeus (ja vastaavasti niiden liike-energia) on niin suuri, että sisäisen koronan lämpötilaksi arvioidaan noin miljoona astetta.

Ulompi kruunu ulottuu yli 2 miljoonan metrin korkeuteen. km. Se sisältää pieniä kiinteitä hiukkasia, jotka heijastavat auringonvaloa ja antavat sille vaaleankeltaisen sävyn.

SISÄÄN viime vuodet Auringon koronan havaittiin ulottuvan paljon pidemmälle kuin aiemmin on ajateltu. Auringosta kauimpana olevat aurinkokoronan osat - superkorona - ulottuvat Maan kiertoradan ulkopuolelle. Sen siirtyessä pois auringosta superkoronan lämpötila laskee vähitellen ja etäisyydellä maasta on noin 200 000°.

Superkorona koostuu yksittäisistä harvennetuista, Auringon magneettikenttään "jäädytetyistä" elektronipilvistä, jotka liikkuvat siitä suurilla nopeuksilla ja saavuttavat ylemmät kerrokset. maan ilmakehään ionisoivat ja lämmittävät sitä, mikä vaikuttaa ilmastoprosesseihin.

Planeettojenvälinen avaruus ekliptisessa tasossa sisältää hienoa pölyä, mikä tuottaa eläinradan valon ilmiön. Tämä ilmiö koostuu siitä, että keväällä auringonlaskun jälkeen lännessä tai syksyllä ennen auringonnousua idässä havaitaan joskus horisontista kartion muodossa esiin työntyvää heikkoa hehkua.

Auringon spektri on absorptiospektri. Jatkuvan kirkkaan spektrin taustalla on lukuisia tummia (Fraunhofer) viivoja. Ne syntyvät, kun kuuman kaasun säteilemä valonsäde kulkee saman kaasun muodostaman viileämmän väliaineen läpi. Tässä tapauksessa kaasun kirkkaan emissioviivan sijasta havaitaan tumma absorptioviiva.

Jokaisella kemiallisella elementillä on sille ainutlaatuinen viivaspektri, joten valokappaleen kemiallinen koostumus voidaan määrittää spektrin tyypin mukaan. Jos valoa säteilevä aine on kemiallinen yhdiste, niin molekyylien nauhat ja niiden yhdisteet näkyvät sen spektrissä. Määrittämällä spektrin kaikkien juovien aallonpituudet voidaan määrittää kemialliset alkuaineet, jotka muodostavat säteilevän aineen. Yksittäisten alkuaineiden spektriviivojen intensiteetin perusteella arvioidaan niihin kuuluvien atomien lukumäärää. Siksi spektrianalyysi mahdollistaa taivaankappaleiden kvalitatiivisen, vaan myös kvantitatiivisen koostumuksen (tarkemmin sanoen niiden ilmakehän) tutkimisen ja on tärkein astrofysiikan tutkimusmenetelmä.

Auringosta löydettiin noin 70 maan päällä tunnettua kemiallista alkuainetta. Mutta periaatteessa aurinko koostuu kahdesta elementistä:

vety (noin 70 massa-%) ja helium (noin 30 %). Muista kemiallisista alkuaineista (vain 3 %) yleisimpiä ovat typpi, hiili, happi, rauta, magnesium, pii, kalsium ja natrium. Joitakin kemiallisia alkuaineita, kuten klooria ja bromia, ei ole vielä löydetty auringosta. Auringonpilkkujen spektri sisältää myös kemiallisten yhdisteiden absorptiokaistat: syaani (CN), titaanioksidi, hydroksyyli (OH), hiilivety (CH) jne.

Aurinko on valtava energianlähde, joka levittää jatkuvasti valoa ja lämpöä kaikkiin suuntiin. Maa vastaanottaa noin 1:2000000000 kaikesta Auringon lähettämästä energiasta. Maapallon Auringosta saaman energian määrä määräytyy aurinkovakion arvon mukaan. Aurinkovakio on energian määrä, joka vastaanotetaan minuutissa 1 cm 2 pinta, joka sijaitsee maan ilmakehän rajalla kohtisuorassa auringonsäteisiin nähden. Lämpöenergian suhteen aurinkovakio on 2 cal/cm 2 *min, ja mekaanisten yksiköiden järjestelmässä se ilmaistaan ​​numerolla 1,4-10 6 erg/sek cm2.

Fotosfäärin lämpötila on lähellä 6000°C. Se säteilee energiaa melkein kuin täysin musta kappale, joten auringon pinnan tehollinen lämpötila voidaan määrittää Stefan-Boltzmannin lain avulla:

Missä E - energian määrä ergeissä, joka vapautuu 1:ssä sek. 1 cm 2 aurinko pinta; s = 5,73 10 -5 erg/s* astetta ^4 cm 2 - kokemuksesta perustettu vakio, ja T - absoluuttinen lämpötila kelvin-asteina.

Energian määrä, joka kulkee pallon pinnan läpi, jonka säde on 1 A. e. (150 10" cm), on yhtä suuri e =4*10 33 erg/sek * cm 2. Tätä energiaa säteilee koko Auringon pinta, joten jakamalla sen arvo auringon pinnan pinta-alalla, voimme määrittää arvon E ja laskea Auringon pinnan lämpötila. Osoittautuu, että E=5800°K.

Auringon pinnan lämpötilan määrittämiseen on muitakin menetelmiä, mutta ne kaikki eroavat sovelluksensa tuloksista, koska Aurinko ei säteile aivan kuten täysin musta kappale.

Auringon sisäosien lämpötilan suora määrittäminen on mahdotonta, mutta sen lähestyessä keskustaa sen pitäisi nousta nopeasti. Auringon keskipisteen lämpötila lasketaan teoreettisesti painetasapainon ehdoista ja energian syöttämisen ja kulutuksen tasa-arvosta jokaisessa Auringon tilavuuden pisteessä. Nykyaikaisten tietojen mukaan se saavuttaa 13 miljoonaa astetta.

Auringon lämpötilaolosuhteissa kaikki sen ainekset ovat kaasumaisessa tilassa. Koska Aurinko on lämpötasapainossa, on jokaisessa pisteessä kompensoitava keskustaan ​​suuntautuva painovoima sekä keskustasta suuntautuvan kaasun ja valon paineen voimat.

Korkea lämpötila ja korkea paine Auringon sisätiloissa aiheuttavat aineen atomien moninkertaista ionisaatiota ja sen merkittävän tiheyden, todennäköisesti yli 100 g/cm3, vaikka näissäkin olosuhteissa Auringon aine säilyttää kaasun ominaisuudet. Lukuisat tiedot johtavat siihen johtopäätökseen, että Auringon lämpötila pysyy useiden miljoonien vuosien ajan muuttumattomana huolimatta auringon säteilyn aiheuttamasta suuresta energiankulutuksesta.

Pääasiallinen aurinkoenergian lähde on ydinreaktiot. Yksi todennäköisimmistä ydinreaktioista, nimeltään protoni-protoni, käsittää neljän vetyytimen (protonin) muuntamisen heliumytimeksi. Ydinmuutosten aikana vapautuu suuri määrä energiaa, joka tunkeutuu auringon pinnan läpi ja vapautuu avaruuteen.

Säteilyenergia voidaan laskea käyttämällä kuuluisaa Einsteinin kaavaa: E = ts 2, Missä E - energia; T - massa ja c - valon nopeus tyhjiössä. Vetyytimen massa on 1,008 (atomimassayksikköä), joten 4 protonin massa on 4 1,008 = 4,032 A. syödä. Tuloksena olevan heliumytimen massa on 4,004 A. syödä. Vedyn massan vähennys 0,028:lla A. syödä.(tämä on 5 * 10 -26 g) johtaa energian vapautumiseen, joka on yhtä suuri:

Auringon kokonaissäteilyteho on 5 * 10 23 litraa. Kanssa. Säteilyn vuoksi Aurinko menettää 4 miljoonaa. T aineita sekunnissa.

Aurinko on myös radioaaltosäteilyn lähde. Auringon radiosäteilyn kokonaisteho aaltokaistoina alkaen 8 mm 15 asti m pieni. Tämä "hiljaisen" Auringon radiosäteily tulee kromosfääristä ja koronasta ja on lämpösäteilyä. Kun täpliä, soihtuja ja näkymiä ilmestyy aurinkoon suuria määriä, radiosäteilyn teho kasvaa tuhansia kertoja. Erityisen suuria radiosäteilypurskeita "häiriytyneestä" Auringosta tapahtuu voimakkaiden soihdutusjaksojen aikana sen kromosfäärissä.

TÄHIEN SPEKTRAALILUOKITUS JA FYSIKAALINEN LUONNE

Monipuolinen ja tärkeää tietoa Tähtien fysikaalisesta luonteesta, joka nykyaikaisessa tähtitiedossa on, saatiin niiden lähettämän valon tutkimustuloksista. Valon luonnetta tutkitaan fotometrialla ja spektrianalyysimenetelmillä.

Ranskalainen idealistifilosofi Auguste Comte väitti 1800-luvun puolivälissä, että taivaankappaleiden kemiallinen koostumus pysyisi tieteelle ikuisesti tuntemattomana. Pian maan päällä tunnetut kemialliset alkuaineet löydettiin kuitenkin spektrianalyysimenetelmillä Auringosta ja tähdistä.

Meidän aikanamme spektrien tutkiminen on mahdollistanut tähtien kemiallisen koostumuksen lisäksi myös niiden lämpötilojen, valoisuuksien, halkaisijoiden, massojen, tiheyksien, pyörimisnopeuksien ja translaatioliikkeiden mittaamisen sekä etäisyyksien määrittämisen. niille kaukaisille tähdille, joiden trigonometriset parallaksit ovat saavuttamattomissa niiden pienuuden vuoksi.

Tähtien fyysinen luonne on hyvin erilainen, ja siksi niiden spektrit ovat hyvin erilaisia. Tähdillä, kuten Auringolla, on jatkuvat spektrit, joita leikkaavat tummat absorptioviivat, ja tämä todistaa, että jokainen tähti on kuuma kaasukappale, joka antaa jatkuvan spektrin ja jota ympäröi kylmempi ilmakehä.

Tähtien spektrien viivat identifioidaan maan päällä tunnetuilla kemiallisten alkuaineiden viivoilla, mikä toimii todisteena maailmankaikkeuden aineellisesta ykseydestä. Kaikki tähdet on valmistettu samoista kemiallisista alkuaineista, pääasiassa vedystä ja heliumista.

Syytä tähtien spektrien suuriin eroihin ei niinkään määrää tähtien kemiallisen koostumuksen ero, vaan tähtien ilmakehän aineen erilaiset ionisaatioasteet, jotka määräytyvät pääasiassa lämpötilan perusteella. Harvardin observatoriossa (USA) luotu moderni tähtispektrien luokitus perustuu yli 200 000 tähden tutkimuksen tuloksiin, ja se perustuu absorptiolinjojen yhteenkuuluvuuden tunnistamiseen tunnettuihin kemiallisiin alkuaineisiin ja niiden suhteellisen intensiteetin arvioimiseen.

Kaikella tähtispektrien monimuotoisuudella ne voidaan yhdistää pieneen määrään luokkia, jotka sisältävät samanlaisia ​​piirteitä ja jotka vähitellen muuttuvat toisikseen jatkuvan sarjan muodostamiseksi. Harvardin luokituksen pääluokat on merkitty latinalaisten aakkosten O kirjaimilla, B, A, F , G , K, M, muodostaen sarjan, joka vastaa tähtien lämpötilojen laskua. Jokaisen luokan spektri-indikaattoreiden yksityiskohtaiseksi määrittämiseksi on otettu käyttöön numeroilla osoitetut desimaalijaot. Nimitys A0 vastaa tyypillistä luokkaspektriä A; A5 tarkoittaa spektrin välimuotoa luokkien välillä A ja F ; A9 - spektri paljon lähempänä F0 , kuin A0:aan.

Taulukossa on esitetty spektrien ominaisuudet, niitä vastaavat lämpötilat ja tyypilliset tähdet jokaiselle spektriluokalle.

Spektriluokka	Absorptiospektrin ominaisuudet	Pintalämpötila	Tyypillisiä tähtiä
0	Ionisoidun heliumin linjat,	35 000°	TO Orpona
(sinisiä tähtiä)	typpeä, happea ja piitä
SISÄÄN	Helium- ja vetylinjat	25000°	Spica
(sinertävänvalkoinen
tähdet)
A	Vetylinjoissa on unikko	10000°	Sirichs
(valkoiset tähdet)	maksimi intensiteetti. varten
näkyviä ionisoituneita viivoja
kalsiumia. Heikot näkyvät
metalliset absorptiolinjat
R	Vetylinjat heikkenevät.	7500°	Prots: hän
(keltaiset tähdet)	Voimakkaat linjat ovat neutraaleja
mene ja ionisoitua kalsiumia.
Metalliviivat vähitellen
tehostuvat
0	Vetylinjat ovat vielä enemmän	6000°	Solny
(keltaiset tähdet)	heikentää. Lukuisia
metalliset absorptiolinjat
TO	Metallien linjat ovat erittäin intensiivisiä	4500°	Arkt-u-r
(oranssit tähdet)	sivi. Voimakas hiilen raita
vety CH. Heikot linjat
titaanioksidin absorptio tyug
M	Neutraalit metallilinjat	3500°	Bethel.-
(punaiset tähdet)	erittäin vahva. Intensiivinen sisään	Geise
molekyylien absorptio häviää
yhteyksiä

Pääspektriluokkien lisäksi on lisäluokkia R , N, S muutamia tähtiä, joiden lämpötila on alle 3000°.

Taulukossa annetut lämpötilat viittaavat tähtien pintakerroksiin niiden syvyyksissä, vallitsevat 10-30 miljoonan asteen lämpötilat. Korkea lämpötila varmistaa spontaanien ydinreaktioiden eli aiemmin käsiteltyjen prosessien esiintymisen.

Tähtien väri riippuu sen lämpötilasta. Kylmät tähdet säteilevät pääasiassa pitkillä aallonpituuksilla, jotka vastaavat spektrin punaista osaa, kun taas kuumat tähdet lähettävät pääasiassa lyhyitä aaltoja, jotka vastaavat spektrin violettia osaa.

Ihmissilmä on herkin kelta-vihreälle säteelle, Ja tavallinen valokuvalevy - spektrin sinisille ja violeteille säteille. Tämän seurauksena tähtiä havainnoitaessa visuaalisilla ja valokuvausmenetelmillä samalle tähdelle saadaan eri magnitudeja.

Tähtitiedessä väriä mitataan vertaamalla visuaalisesti ja valokuvista määritettyjä tähtien suuruuksia, ja sitä arvioidaan väriindeksillä, joka on tähden valokuvallisen ja visuaalisen suuruuden välinen ero:

Perinteisesti uskotaan, että spektriluokan tähdet A 0 väriindeksi on yhtä suuri kuin luoti. Kylmempien tähtien väriindeksi on positiivinen, koska ne säteilevät voimakkaasti pitkissä aalloissa, joille silmä on herkin. Kuumien tähtien väriindeksi on negatiivinen arvo, koska niiden säteily on pääosin lyhytaaltoista ja valokuvalevy on herkimpänä sinisille ja violeteille säteille.

Väriindeksien ja tähtispektrien väliset suhteet määritetään empiirisesti. Laaditaan taulukko, josta tähden väriindeksiä käytetään likimäärin määrittämään sen spektriluokka.

Päätekijät, jotka määräävät säteilevän energian määrän, ovat lämpötila ja tähden säteilevän pinnan pinta-ala. Tähtien kirkkauden tutkiminen johti niiden jakautumiseen kahteen tunnusomaiseen ryhmään: jättiläistähtiin ja kääpiötähtiin. Jättitähteillä on korkea kirkkaus ja suuri emissioalue (suuri tilavuus), mutta niiden aineen tiheys on pieni. Kääpiötähdille on ominaista alhainen kirkkaus, pieni tilavuus ja merkittävä ainetiheys.

Ero jättiläisten ja kääpiöiden välillä on selkein spektrityyppisillä tähdillä M Ja TO, joiden valoisuusero saavuttaa 9 m_ 10 m, eli punaiset jättiläiset ovat 5-10 tuhatta kertaa kirkkaampia kuin punaiset kääpiöt. Keltaisilla ja keltaisilla F- ja G-luokkien tähdillä sekä jättiläisillä ja kääpiöillä on myös lukuisia keskivalkoisia tähtiä.

Tähtien kirkkauden karakterisoimiseksi kirjoitetaan lisäksi pienet kirjaimet niiden spektriluokan ison kirjaimen eteen: g - jättiläisille tähdille ja d - kääpiötähdille. Capella gG0 - G0-luokan jättiläinen, Sun dG 3 - G-luokan kääpiö 3 jne.

MODERNIA KÄSITTEITÄ TÄHIEN ALKUPERÄSTÄ JA KEHITTYMISESTÄ

Tähtitieteen ala, joka tutkii alkuperä- ja kehityskysymyksiä taivaankappaleet, kutsutaan kosmogoniaksi. Kosmogonia tutkii kosmisen aineen muotojen muutosprosesseja, jotka johtavat yksittäisten taivaankappaleiden ja niiden järjestelmien muodostumiseen, sekä niiden myöhemmän evoluution suuntaa. Kosmogoninen tutkimus johtaa myös sellaisten ongelmien ratkaisuun kuin kemiallisten alkuaineiden ja kosmisten säteiden ilmaantuminen, magneettikenttien ja radiosäteilyn lähteiden ilmaantuminen.

Kosmogonisten ongelmien ratkaisemiseen liittyy suuria vaikeuksia, koska taivaankappaleiden syntyminen ja kehittyminen tapahtuu niin hitaasti, että näitä prosesseja on mahdotonta jäljittää suorien havaintojen avulla; Kosmisen tapahtumien ajoitus on niin pitkä, että koko tähtitieteen historia niiden kestoon verrattuna vaikuttaa hetkeltä. Siksi kosmogonia, vertaamalla taivaankappaleiden samanaikaisesti havaittuja fyysisiä ominaisuuksia, määrittää niiden peräkkäisten kehitysvaiheiden ominaispiirteet.

Faktatietojen riittämättömyys johtaa tarpeeseen virallistaa kosmogonisen tutkimuksen tulokset hypoteesien muodossa, ts. havaintoihin, teoreettisiin laskelmiin ja luonnon peruslakeihin perustuvia tieteellisiä oletuksia. Hypoteesin jatkokehitys osoittaa, missä määrin se vastaa luonnonlakeja ja sen ennustamaa tosiasioiden kvantitatiivista arviointia.

Kosmogonian päätelmillä, jotka johtavat maailmankaikkeuden aineellisen yhtenäisyyden, siinä tapahtuvien prosessien lakien ja kaikkien havaittujen ilmiöiden syy-suhteen vahvistamiseen, on syvä filosofinen merkitys ja ne toimivat oikeutuksena tieteelliselle materialistiselle maailmankuvalle. .

Tähtien syntyminen ja kehitys on kosmogonian keskeinen ongelma.

Havaitussa galaksin rakenteessa tähdet ovat jakautuneet ikänsä mukaan. Pallomaisten ja avoimien tähtijoukkojen lisäksi galaksissa on erityisiä tähtiryhmiä, jotka ovat fyysisiltä ominaisuuksiltaan homogeenisia. Ne ovat avoimia akat. V.A. Ambartsumyan ja tähtiyhdistysten nimeämä. Tähtiyhdistykset ovat epävakaita muodostelmia, koska niiden muodostavat tähdet hajoavat suurilla nopeuksilla eri suuntiin. Tämä määrittää niiden nopean rappeutumisnopeuden ja lyhyen olemassaolon keston, joka ei ylitä useita miljoonia vuosia. Siksi tähtien läsnäolo yhdistyksessä osoittaa niiden äskettäisen ilmaantumisen, koska he eivät ole vielä ehtineet poistua yhdistyksestä ja sekoittua ympäröivien tähtien kanssa.

Tähtiyhdistysten tutkimusta johti akateemikko. V.A. Ambartsumyan tuli siihen johtopäätökseen, että galaksin tähdet syntyivät ei-samanaikaisesti, että tähtien muodostuminen on keskeneräinen prosessi, joka jatkuu tähän päivään asti, ja että tähtiyhdistykset ovat niitä paikkoja galaksissa, joissa tähtien ryhmä muodostui.

Nykyaikaisessa kosmogoniassa on kaksi näkökulmaa tähtien syntymiseen: 1) tähdet syntyvät supertiheiden kappaleiden hajoamisprosessissa, mikä johtaa aineen tiheyden vähenemiseen, ja 2) tähdet muodostuvat seurausta hajallaan olevien aineiden gravitaatiotiivistymisestä, johon liittyy sen tiheyden lisääntyminen. Havaintotulokset eivät kuitenkaan tällä hetkellä anna meille mahdollisuutta antaa etusijalle mitään niistä.

Akateemikon esittämän hypoteesin mukaan. V. A. Ambartsumyan tähdet muodostuvat supertiheästä esitähdestä, joka sinkoutuu ulos galaksien ytimissä tapahtuvien räjähdysten aikana. Galaksien ytimet sisältävät pienikokoisia kappaleita, joiden massa on monta suuruusluokkaa suurempi kuin tähdet ja jotka eroavat fyysiseltä luonteeltaan tähdistä ja diffuusiaineesta. Nämä supertiheät kappaleet näyttävät edustavan uutta aineen muotoa, jota ei tunneta moderni tiede. Supertiheiden kappaleiden - prototähtien - hajoaminen johtaa myöhemmin tähtiryhmien - yhdistysten - samanaikaiseen muodostumiseen. Kuitenkin V.A. Ambartsumyan ei ota huomioon prototähtien muuttumismekanismia tähtiryhmiksi ja -klusteriksi.

Jotkut amerikkalaiset tutkijat ja muut tähtitieteilijät kehittivät hypoteesin tähtien syntymisestä gravitaatiovoimien vaikutuksesta magneettikenttä Galaksit johtavat yksittäisten möhkäleiden muodostumiseen, jotka ovat prototähtiä - palloja. Prototähden jatkuva puristus johtaa tähtien paineen ja lämpötilan nousuun. Kun lämpötila prototähden keskustassa saavuttaa useita miljoonia asteita, siellä alkavat lämpöydinreaktiot, jotka muuttavat vetyä heliumiksi, jota seuraa vapautuminen Suuri määrä energiaa.

Tästä lähtien prototähden puristuminen pysähtyy, koska gravitaatiovoimat tasapainotetaan kaasun ja valon paineella, ja suhteellisen pian prototähdestä tulee spektri-luminositeettikaavion pääsekvenssitähti. Tähtien muodostumisjakso diffuusiaineesta riippuu alkuperäisen kondensaation massasta ja kestää enintään 100 miljoonaa vuotta.

Tähti viettää suurimman osan olemassaolostaan ​​pääsekvenssissä, kunnes sen keskiosassa oleva vety palaa. Tähdelle, jonka massa on yhtä suuri kuin Auringon massa, tämä aika on noin 10 miljardia vuotta. Massiiviset kuumat tähdet säteilevät niin paljon energiaa, että niiden vetyvarasto riittää vain muutaman miljoonan vuoden ajan. Pääsekvenssissä ollessaan tähti säilyttää säteen, pinnan lämpötilan ja valoisuuden lähes muuttumattomana.

Kun vedyn palaminen tähden ytimessä loppuu, sisältä tuleva paine ei enää pysty tasapainottamaan painovoimaa ja tähden ydin alkaa supistua. Ytimen puristumiseen liittyy lämpötilan nousu. Lisääntyvä säteily laajentaa tähden verhoa ja lisää sen kirkkautta. Tähden jatkokehitys riippuu sen massasta. Useimmat tutkijat uskovat, että Aurinkoon verrattavissa olevat tähdet, joiden massa on pieni, muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi.

Tähden evoluutiolla, jos se syntyy supertiheän prototähden hajoamisen seurauksena, tulisi olla erilainen luonne, koska tähden muodostumisen jälkeen osa supertiheästä esitähdestä on edelleen säilynyt sen sisällä. Sen läsnäolo voidaan osoittaa esimerkiksi yhtäkkinen muutos leijailevien epäsäännöllisten muuttuvien tähtien loisto. Soihdutusprosessi muistuttaa räjähdystä, ja se voidaan selittää tähtiä edeltävän aineen poistamisella tähden sisältä sen pintaan, ja samalla vapautuu suuria määriä egergiaa.

Kaiken tyyppisessä evoluutiossa tähden kemiallinen koostumus muuttuu sen seurauksena, että sen syvyyksissä muodostuu raskaampia kemiallisia alkuaineita.

Evoluutionsa aikana tähti menettää jatkuvasti massaa paitsi säteilyn vuoksi, myös sirottamalla ilmakehästä ainetta, joka on yksi tähtienvälisen hajaaineen täydentymisen lähteistä.

GALAKSIEN ETÄISYYDEN JA KOkojen MÄÄRITTÄMINEN

1700-luvun jälkipuoliskolla taivaalla havaittiin tähtien lisäksi monia liikkumattomia sumupilkkuja - sumuja. Useimpien luonne pitkään aikaan pysyi kiistanalaisena. Vasta vuosisadamme 20-luvun puolivälissä kävi selväksi, että useimmat niistä olivat mahtavia tähtijärjestelmiä, jotka olivat kooltaan verrattavissa galaksiimme. Siksi he saivat nimen galaksit.

Kaikkien galaksien kokoelma muodostaa suurimman tuntemamme järjestelmän, jota kutsutaan metagalaksiksi. Emme ole vielä saavuttaneet sen rajoja, ja onko sillä keskustaa, ei tiedetä.

Tämä ongelma oli perustavanlaatuinen selventämään kysymystä tällaisten sumuisten pisteiden luonteesta ja niiden paikasta maailmankaikkeudessa, jonka keskuksen ihminen siirtyi maasta ensin aurinkoon, sitten galaksimme keskustaan.

Keskelle asti XX vuosisatojen ajan monet pitivät galakseja pieninä esineinä, jotka sijaitsevat galaksissamme tähtijoukkojen ja kaasusumujen ohella. Jo 20-luvulla uskottiin, että nämä olivat pölystä koostuvia linssejä, joita valaisi sisältäpäin yksi kirkas tähti niiden keskellä. Polun etäisyyden määrittämiseen avasivat Harvardin observatorion työntekijät ja sitten Lundmark ja Hubble. Ensimmäinen niistä vahvisti sen Magellanin pilvissä, jotka näyttävät sirpaleista Linnunrata, monet kefeidit ovat näkyvissä - jaksoittaisia ​​muuttuvia tähtiä, joiden kirkkauden muutosjakso kasvaa niiden näennäisen kirkkauden myötä. Magellanin pilvien ympärillä ei ollut käytännössä näkyvissä kefeidejä, ja oli selvää, että niiden näkyvä keskittyminen Pilviin johtui kefeidien alueellisesta keskittymisestä niihin, ja erot niiden näennäisessä kirkkaudessa vastasivat eroja niiden todellisessa valovoimakkuudessa. valoisuudessa. Siten löydettiin kefeidien tärkein ominaisuus, joka osoittautui päteväksi kaikkialla, nimittäin jakso-luminositeetti -suhteen olemassaolo. Olemme selvittäneet (vaikeasti, koska he ovat kaukana meistä) lähimpien kefeidien valoisuudet eri ajanjaksoja, oli mahdollista vertaamalla niiden näennäistä kirkkautta galaksissamme ja Magellanin pilvissä määrittää, kuinka monta kertaa viimeksi mainitut ovat kauempana meistä kuin meitä lähimmät kefeidit. Kävi ilmi, että Magellanin pilvet sijaitsevat galaksimme ulkopuolella. Niiden lineaarinen koko, joka määritettiin näennäisen kulmakoon ja nyt tunnetun etäisyyden perusteella, osoittautui useita kertoja pienemmäksi kuin galaksimme, mutta ne ovat silti jättiläisiä tähtiä. järjestelmät. Ne sisältävät miljoonia tähtiä, kaasusumuja ja satoja tähtijoukkoja, jotka ovat samanlaisia ​​kuin meidän. Magellanin pilvet olivat ensimmäiset järjestelmät, jotka löydettiin galaksimme rajojen ulkopuolella. Mutta niillä on epäsäännöllinen, repaleinen muoto, eikä tämä ole vielä sanonut mitään mielenkiintoisimpien spiraalisumujen luonteesta.

Vain meitä lähimmissä galakseissa voimme tunnistaa kefeidit kirkkaimpien tähtien joukosta ja niiden jaksot määrittämällä löytää niiden etäisyyden tarkemmin kuin uusien tähtien avulla.

Vuonna 1924 Lundmark ja Wirtz havaitsivat pienestä määrästä jo spektraalisesti mitatuista radiaalisista nopeuksista (Doppler-Fizeau-periaatteella), että galaksit ovat siirtymässä meistä kaikkiin suuntiin, ja mitä nopeammin ne ovat, sitä kauempana ne ovat meistä. Hubble määritti tämän poiston nopeudeksi vuoden 1930 tienoilla 550 km/s etäisyyttä megaparsekkia kohden, ja siksi punasiirtymän havaitseminen on yleensä hänen ansiota. Jatkuvat vaikutuksen testaukset, lähinnä lisäämällä etäisyysmittakaavaa läheisiin galaksiin, ovat nyt saaneet Hubble-vakion arvoon noin 50 km/s Mpc, mutta useimmat astrofyysikot käyttävät edelleen mieluummin aikaisempaa määritelmää Ho = 75 km. /(s Mpc ), ehkä odottamassa 100 ja 50 km/(s Mpc) välillä vaihtelevan uusien tulosten aallon laantuvan.

Galaksien rakenne ja ominaisuudet

Nämä parametrit ovat tähtijärjestelmien tärkeimmät ominaisuudet.

Yksittäisten galaksien massat määritetään määrittämällä niiden pyörimiskäyrä, joka keskialueella on lähellä kiinteää kappaletta; silloin tapahtuu asteittainen siirtyminen kiertoon Keplerin lain mukaan, kun etäisyydet keskimassasta ovat jo suuret, pistettä ympäröivä tiheys on pieni ja ulkoalueen massa suhteellisen pieni. Pyörimiskäyrät saadaan optisella menetelmällä sijoittamalla spektrografirako galaksin kuvan näkyvää pääakselia pitkin, ja mitä lähempänä sen kiertotaso on näkölinjaa, sitä suurempi menestys. Mittaukset rajoittuvat galaksin keski-, kirkkaaseen osaan ja tarjoavat vain alarajan sen massalle.

Pyörimiskäyrän yksityiskohtainen tulkinta ja tiheysten p jakauman löytäminen galaksissa vaatii lisäselvityksiä. Tätä varten on tarpeen hyväksyä galaksin malli: litteä tai epähomogeenisen sferoidin muotoinen malli, jossa vakiotiheyksiset pinnat ovat samanlaisia ​​sferoideja tai jopa monimutkaisempi muoto.

Tasaisten järjestelmien massat alkavat noin 10^11:stä (11:n potenssiin) Â ja pienenevät tähtijoukkojen massoihin.

missä V on ympyränopeus Keplerin käyrässä;

R – säde; G – gravitaatiovoima.

Elliptisten ja kierteisten galaksien massat voidaan arvioida parien - kaksoisgalaksien tapauksessa, joissa globaalien nopeuksien eron voidaan olettaa olevan yhtä suuri kuin pyörimisnopeus, kuten spektroskooppisissa kaksoistähteissä. Tässä kiertoradan kaltevuuskulma jää kuitenkin tuntemattomaksi, eikä nopeuskäyrää voida määrittää. Saamme vain alarajan kahden galaksin massojen summalle, kuten spektroskooppisten kaksoistähtien tapauksessa.

Useita olennaisia ​​asioita on korostettu edellä, mutta paljon muuta on lisättävä.

Kierrevarsien muoto näyttää vastaavan hyvin logaritmista spiraalia.

r = r(0) exp(ca),

jossa a =pj:180 ja c = сtgm, tai

log r = log r(0)+ccj,

Missä Kanssa=(p/180)*lg e=0,00758.

Tässä m on ominaiskulma spiraalipisteen sädevektorin ja sen tangentin välillä. Tietenkin tämä viittaa oksien todelliseen muotoon niiden tasossa, ei projektion vääristämää muotoa. Keskimäärin m = 73° ja vaihtelee välillä 54-86°. Ensimmäinen arvo vastaa leveitä avoimia oksia, toinen tarkoittaa ympyrää lähestyviä spiraaleja.

Tapahtuu, että haaroilla on useita erilaisia ​​muotoja. On galakseja, joissa on kolme tai neljä haaraa, ja galakseja, joilla on sisä- ja ulkohaara, eli "monikätisiä". Tarkemmin sanottuna jälkimmäisen haarat eivät ole jatkuvia, vaan koostuvat kaarista, jotka eivät ole yhteydessä toisiinsa. Kaksi- ja jopa kolmikerroksiset spiraaligalaksit osoittavat näiden luonnonilmiöiden monimutkaisuuden. Jo aikaisemmin Hubble havaitsi, että on olemassa galakseja, joissa on "bar" - englanniksi "bar" - joiden keskellä niiden ydin sijaitsee, ja spiraalihaarat ulottuvat palkin päistä, mutta on myös sellaisia, joissa oksat ulottuvat tangon keskeltä; jälkimmäiset ovat vaikeus teorialle, joka pitää oksat "ulosvirtauksina" tangosta. Kaasun virtaus ytimestä tankoa pitkin havaittiin jopa 100 km/s nopeuksilla. Spiraalihaarojen alueella pyöriminen on useimmiten lähellä solid-statea, ja kiertokäyrän käännekohta on se, missä oksia ei enää voida jäljittää, vaikka järjestelmän hehku ulottuu edelleen kauas. Usein oksat eivät ulotu tangosta, vaan renkaan reunalta, jonka halkaisija on tanko.

Paljon keskustelua heräsi galaksien pyörimissuunnasta - tapahtuuko se siten, että oksat "vetävät" tai päinvastoin "rentouttavat". Tämä on tärkeää niiden alkuperäteorian kannalta. Ongelman vakavuus tasoittui, kun löydettiin galakseja, joilla on samanaikaisesti haaroja vastakkaisiin suuntiin, ts. toiset "raahaavat", toiset "rentouttavat". Jos pyöriminen on melkein kiinteää, minkään muotoisten oksien syntymiselle ei ole estettä.

Hubble otti käyttöön nimityksen yksinkertaisille spiraaleille - S, "ristikkäisille spiraaleille" (tankolla) - SВ. Välimuotoille (erittäin lyhyt palkki) otettiin käyttöön nimitykset SAB tai muut. Hän nimesi epäsäännölliset galaksit I:llä tai Irilla, mutta niitä on kahdenlaisia. Hubblen mukaan elliptisiä galakseja merkitään kirjaimella E, johon on lisätty numero 1:stä 7:ään, mikä osoittaa suhteen määräämän puristusasteen.

Missä A ja b - näennäiset halkaisijat (yleensä projisoituneet meille). Sitten hän löysi "linssimäisiä" galakseja, joissa oli "pullistuma" (suuri ydin), jota ympäröi kiekko, jossa ei ole spiraaleja. Hän antoi heille nimen S0. Lisähavainnot osoittivat, että Hubble-luokitus ei heijasta galaksien olemassa olevien muotojen ja ominaisuuksien koko monimuotoisuutta, ja ehdotettiin useita muita luokituksia, jotka olivat jopa nopeampia kuin "jäljellä elämästä", emmekä aio käsitellä niitä.

Hubble teki seuraavat tärkeät lisäykset. Nyt niille on annettava erilainen, syvempi merkitys kuin Hubble oletti. Amorfiset, rakenteettomat spiraalivarret, jotka eivät sisällä superjättiläisiä ja ovat kaasuköyhiä, on merkitty etuliitteellä a(Sa). Hyvin repaleet oksat, joissa on paljon kuumia jättiläistähtiä ja runsaasti kaasumaisia ​​sumuja, on merkitty etuliitteellä c(Sc), ja välityyppiset spiraalit on merkitty etuliitteellä b(Sb). Tämä on M 31 (Sb) ja M 33 on Sс. Galaksimme voi olla Sbc-tyyppinen - välispiraali. Sc:llä on huomattavasti pienempiä ytimiä kuin Sb:llä. Mutta Sa, toisin kuin Hubble uskoo, ne ovat erilaisia.

Monien yritysten teoreettisen selittämisen jälkeen spiraaligalaksien olemassaoloa ei-tiukasti jäykän kappaleen kiertoliikkeen kanssa teoriasta, jonka perustat Lin ja Shu loivat 60-luvulla, tuli erittäin suosittu.

Erittäin mielenkiintoista on tieto siitä, kuinka galaksit jakautuvat valoisuuden mukaan, mikä heijastaa jossain määrin niiden massajakaumaa, koska niihin sisältyvien tähtien samassa koostumuksessa massa on verrannollinen valoisuuteen. Tämä sijainti on oikeutetumpi samantyyppisille galakseille, erityisesti elliptisille galakseille, joilla ei ole paljon eroa rakenteessa tai värissä. Mutta ensin he yrittivät saada yleiskuvan kaikentyyppisistä galakseista yhdessä, ja sitten näytti siltä, ​​että kääpiögalaksit, joilla on absoluuttinen magnitudi M = - 16 (m:n potenssiin) ja vähemmän ei riitä. Mutta sitten he löysivät useita hyvin heikkoja ja pieniä galakseja galaksimme läheisyydestä.

Tyyppien E ja S0 galaksien spatiaalinen rakenne voidaan oppia laskemalla spatiaaliset tiheydet säteen funktiona niiden pinnan kirkkauden tarkan fotometrian tuloksista. Kirkkaus mitattuna pisteistä näkyvän säteen varrella syntyy kaikkien tähtien säteilystä, jotka makaavat näkölinjallamme - pallon jänteillä. Voit vaihtaa projisoinnin kirkkaudesta, jos sellainen on keskussymmetria volyymikirkkaudelle.

Metagalaksin rakenne, klusterit.

Yksittäiset galaksit yhdistetään usein pareiksi vertailukelpoisiksi järjestelmiksi tai koostuvat yhdestä suuresta galaksista ja yhdestä tai jopa useista satelliiteista, joilla on pienempi valoisuus, koko ja massa.

Myös muutamia galaksiryhmiä voidaan nähdä. Jotkut niistä, useammin osa jäsenistään, ovat vain satunnaisia ​​projektioita lähempänä tai kauempana sijaitsevista galakseista. Lähimmät parit ja ryhmät, joiden jäsenet ovat varmasti fyysisesti yhteydessä toisiinsa, ovat vuorovaikutuksessa olevia järjestelmiä - järjestelmien pesiä ja ketjuja.

Lopuksi on olemassa galaksijoukkoja, sekä köyhiä että hajallaan olevia ja rikkaita, jotka ovat keskittyneet satojen ja monien tuhansien galaksien joukon keskustaan.

Kovasti ponnistetaan yrittää löytää galaksiklustereita - järjestelmiä, joista tulisi yksiköitä ylempi määräys metagalaksin "rakennuspalikoihin". Niiden todellista olemassaoloa ei ole vielä todistettu

Joukkoja hallitsevat voimakkaasti elliptiset E- ja linssimäiset S0-galaksit, ja niiden välissä on lukuisia spiraaleja.

Kaksoisgalaksit. Holmberg Ruotsissa kokosi luettelon kaksois- ja moninkertaisista galakseista noin 8007, mutta valitettavasti se ei täytä nykyajan vaatimuksia. Joka tapauksessa Holmbergin hypoteesi, jonka mukaan kaksoisgalaksit syntyvät painovoiman sieppauksen seurauksena, on hylättävä. Nykyaikaisten käsitysten mukaan galaksipareja, ryhmiä ja klustereita sellaisenaan syntyi alkuvaiheessa heidän koulutuksensa.

I. D. Karachentsev esitteli käsitteen eristettyistä galakseista, joiden näennäinen etäisyys on viisi tai enemmänkin pienempi kuin etäisyys toiseen lähimpään galaksiin, ja laati luettelon 603 parista.

On huomattava, että missään tällaisten galaksien luettelossa ei ole tietoa etäisyydestä meistä kuhunkin komponenttiin, eikä siksi ole luottamusta niiden komponenttien todelliseen läheisyyteen toistensa kanssa. Siksi I. D. Karachentsev ja muut tähtitieteilijät työskentelivät kovasti määrittääkseen komponenttien punasiirtymän. Niistä he löytävät myös komponenttien nopeuksien erot, jotka auttavat arvioimaan järjestelmien massaa ja niiden massan suhdetta valoisuuteen.

Galaksiparin massa on verrannollinen niiden nopeuksien (olettaen, että niiden liike on kiertoradalla) ja komponenttien välisen etäisyyden eron neliöön. Mutta emme tiedä kiertoradan näkölinjan kaltevuutta ja komponentteja yhdistävän linjan pituutta, ja siksi käytämme niiden keskimääräisiä, todennäköisimpiä arvoja. Useiden parien nopeudet saaneet yhdysvaltalaiset Page osoitti, että tällä menetelmällä määritetyt massat ovat suuruusluokkaa suurempia kuin massat, jotka voidaan saada tutkimalla galaksien pyörimistä tai nopeuksien hajoamista niissä. Tarkemmat nopeuksien mittaukset Special Astrophysical Observatoriossa 6 metrin kaukoputkella eliminoivat tämän massojen määrityksen eron. Puolet "eristetyistä pareista" koostuu vuorovaikutuksessa olevista galakseista. Whiten mukaan tyypillinen kiertoaika pareittain on 200 10 6 vuotta ja tyypillinen etäisyys niiden välillä on noin 40 kpc. Jopa 15 % kaikista galakseista löytyy pareittain, mutta optisten parien prosenttiosuutta on silti vaikea määrittää satunnaisen projektion vuoksi. Kokeet: I.D. Karachentsev ja A. L. Shcherbanovsky osoittivat tietokoneella, että optisia pareja on vain noin 10%, mutta tämä määrä riippuu kaksinaisuuden käsitteen määrittelyn ehdoista.

ryhmät. Holmberg eristi kolmois- ja useita galakseja kentältä. Riippumatta siitä, miten määrität ne, objektien määrä vähenee nopeasti siirtyessä yhä suurempaan moninaisuuteen. Toisaalta galaksiryhmät erotetaan toisistaan; esimerkiksi Vaucouleurs antoi luettelon 54 ryhmästä ja niiden jäsenistä. Mutta näissä erittäin laajoissa ryhmissä on jopa kymmeniä jäseniä, jotka todennäköisesti muuttuvat köyhiksi klustereiksi, köyhät klusterit muuttuvat rikkaiksi, koostuvat sadoista ja ehkä kymmenistä tuhansista jäsenistä. Lähes yhdelläkään ryhmällä, edes pienellä, ei ole tietoa kunkin jäsenen säteittäisnopeudesta. Muutamasta tiedosta voidaan usein päätellä, että viriaalilausetta soveltamalla saadaan positiivista energiaa, joka osoittaa ryhmän epävakauden. V. A. Ambartsumyan tulkitsee tämän merkkinä tällaisten ryhmien nuoruudesta ja pitää heitä nuorina.

Muut tähtitieteilijät eivät ole samaa mieltä hänen kanssaan ja uskovat, että kaikkien ryhmien on oltava vakaita, ja tämä vaatii jäseniltä suurempaa massaa tietyillä nopeuksilla; Siksi he puhuvat "piilotetusta massasta". Vaucouleurs-ryhmät sisältävät jossain määrin galakseja, jotka vain projisoivat ryhmään. Ya E. Einasto uskoo, että jättiläisgalakseissa on valtava halo (kuten M 87) ja ne edustavat "piilotettua massaa". Kuitenkin, mitä enemmän jäseniä järjestelmässä on, sitä suurempi "piilomassan" tulisi olla, joten koronan osuus olisi täysin riittämätön, mutta tähtitieteilijät eivät usko koronan esiintyvyyteen, ja yleisiä ongelmia ryhmien vakautta ja "piilottujen massojen" olemassaoloa ei ole vielä ratkaistu.

Kiistattomimmat ja mielenkiintoisimmat ryhmät ovat vuorovaikutuksessa olevien galaksien pesät; Jälkimmäisistä vähiten tiheä on viiden galaksin Stefan-kvintetti. Mutta se, kuten ketju VV 172 ja jotkut muut, sisältää jäsenen, jolla on poikkeava punasiirtymä. Arp ehdottaa, että tällaiset ryhmät sinkoutuvat suurista galakseista.

Galaksiklusterit. Meitä lähin galaksijoukko, pikemminkin niiden pilvi, joka sisältää monia suuria ja kirkkaita kaasua ja pölyä sisältäviä spiraaleja, on 12 Mpc:n päässä meistä ja sijaitsee Neitsyt-joukossa. Samanlainen lähipilvi sijaitsee Ursa Majorissa. Jokainen niistä sisältää satoja galakseja. Mutta enemmän kiinnostavia ovat rikkaat pallomaiset galaksijoukot, jotka keskittyvät keskustaansa. Niistä lähin, Coma Berenices, joka sijaitsee 70 Mpc:n päässä meistä, sisältää muutamaa poikkeusta lukuun ottamatta elliptisiä E- ja linssimäisiä S0-galaksia, joissa kaasua joko ei ole tai on vähän. Tämän "oikean" tyyppisissä klusteissa olevien galaksien lukumäärä määritetään vain tiettyyn näkyvään tähtien suuruuteen asti. Säännöllisten klustereiden kirkkaimmat jäsenet ovat jättimäisiä galakseja, ja näiden arvojen pysyvyyttä käytetään arvioimaan etäisyyttä hyvin kaukaisiin ryhmiin, joiden punasiirtymän määrittäminen on teknisistä syistä mahdotonta. Zwicky tallensi klustereita, joissa on vähintään 50 näkyvää jäsentä. Yksittäisten jäsenten punasiirtymäjäsenyyden muodostaminen klusteriin, jossa on paljon jäseniä, on erittäin vaikeaa. Klusterin jäsenten laskelmat etäisyyden keskustasta funktiona tehdään vähentämällä klusterin galaksien tiheydestä lähellä olevien taustataivaan galaksien tiheys. Siten on todettu, että rikkaissa säännöllisissä klustereissa lukutiheyden vaihtelu alueella on samanlainen kuin isotermisen kaasupallon hiukkasten lukumäärän vaihtelu etäisyyden keskustasta funktiona.

Tarkasteltaessa laajempaa ympäristöä L. S. Sharov osoitti tiheän ytimen ja laajan koronan läsnäolon galaksiklustereissa; Lisäksi havaitaan joidenkin galaksityyppien segregaatiota, esimerkiksi niiden, jotka ovat keskittyneempiä kohti keskustaa. Eniten punasiirtymiä (noin 50) mitattiin Coma-klusterissa. Tällaisissa tapauksissa massa voidaan arvioida osien nopeusdispersion perusteella; se voidaan myös arvioida joukossa olevien galaksien luminositeettifunktiosta, normalisoimalla se ja tuntemalla elliptisten galaksien valoisuuden ja massan välinen suhde. Rikkaiden klustereiden massat ovat 10 14 auringon massaa (tai enemmän).

R.K. Shakhbazyan löysi odottamattoman kompaktin klusterin. Se osoittautui koostuvan tusinasta kompaktista galaksista. Etäisyys siihen on 700 Me, ja koko on vain 350X180 kps. Säteittäisten nopeuksien hajonta siinä on selittämättömän pieni: 62 km/s. Shahbazyan ja Petrosyan löysivät sitten kymmeniä samannäköisiä klustereita Byurakanista, mutta niitä ei ole vielä tutkittu.

Klusterien kääpiöjäsenten tunnistaminen on erittäin vaikeaa, erityisesti hajallaan olevissa köyhissä pallomaisissa galakseissa, kuten Furnace ja Sculptor, koska jälkimmäiset ovat huonosti näkyvissä niiden alhaisen pinnan kirkkauden vuoksi, ja muita on vaikea erottaa kaukaisista taustagalakseista. Luettelon tällaisista Sculptor-tyyppisistä galakseista on laatinut ja tutkinut V . E. Karachentsova.

Pitkäaikaiset etsinnät johtivat siihen johtopäätökseen, että vain muutamilla klusteilla on äärimmäisen heikko yleinen hehku, luultavasti kääpiögalaksien luoma. Toisaalta ne sisältävät pienen määrän pölyä, joka imee valoa huomattavasti.

Neutraalia vetyä ei ole havaittu klustereista, mutta B.V.:n hypoteesin mukaan olemassa olevasta tulee radiosäteilyä. Kuuman kaasun Comberg jättiläisklusterin jäsenten koronassa. Röntgensäteilyä löydettiin myös klusteista, erityisen voimakasta Perseus-klusterin radiogalaksista NGC 1275. Abell löysi 2 712 erittäin rikasta klusteria Palomar Sky Atlasista, ja Zwicky tunnisti ja hahmotteli samaa materiaalia käyttäen kymmeniä tuhansia klustereita, joissa oli vähintään 50 jäsentä, ja luokitteli ne lyhyesti.

Nämä tiedot kertovat valtavasta määrästä yrityksiä havaita klustereita, eli superklustereita. Jotkut kirjoittajat eivät näe niitä, toiset uskovat löytäneensä ne, ja toiset uskovat, että tämän käsitteen määritelmät ovat erilaisia. Ne, jotka uskovat, että superklustereita on löydetty, löytävät koostumuksestaan ​​vain kolmesta neljään tähtiä, joita pitäisi kutsua vain moninkertaiseksi galaksiksi, kun taas vähintään kymmeniä tähtiä sisältävät järjestelmät kuuluvat klusterien joukkoon. Siksi kirjoittaja uskoo, että klustereita ei ole vielä löydetty, vaikka niitä saattaa olla olemassa. Hänen mielipiteensä on ilmeisesti samaa mieltä Abellin kanssa, joka tunnisti aiemmin tällaisia ​​superklustereita. Näissä hauissa käytettyjen tilastollisten menetelmien on perustuttava Zwicky-luetteloon klusterin ääriviivan tuottamiseksi. Yksinkertaistenkin klustereiden rajat on määritelty erittäin epäluotettavasti. B.I. Fesenko uskoo, että galaksissamme tapahtuvan valon intergalaktisen absorption huomaamaton vaikutus aiheuttaa voimakkaan vääristymän. Hän vaikuttaa myös epäilyttävältä Vaucouleursin väitteestä, jonka mukaan meitä lähimmät pilvet ja klusteriryhmät (lähempänä kuin 5 Mpc) muodostavat litteän superklusterin, jonka keskipiste on Neitsyt-klusteri.

Jotkut galaksien myöhäisen evoluution erikoistapaukset

Viime vuosina on tehty monia yrityksiä luoda galaksien tähtikoostumuksesta malleja, jotka vastaisivat spiraali- ja elliptisten galaksien kirkkaiden (keskialueiden) havaittuja integraalispektrejä. (Häviä spektrogrammeja galaksien heikosti valoisista, mutta laajoista osista, kiekosta ja spiraalihaaroista ei ole vielä saatu.) Mallin tulee valita sellainen sekoitus eri spektrin ja valoisuuden omaavia tähtiä, jotka niiden lukumäärän suhteet huomioon ottaen se antaa spektrin, joka on samanlainen kuin havaittu. Osoittautuu, että näiden galaksien alueiden pitäisi sisältää enemmän punaisia ​​kääpiöitä kuin tähtiä lähellä aurinkoa. Nämä mallit eivät ole vielä täysin täydellisiä. Siksi, vaikka teorian numeeriset tiedot eri tähtien evoluution eri vaiheista ovat oikein, galaksien tähtien kokonaiskoostumuksen evoluutiolaskelmia ei voida vielä testata luotettavasti. V. A. Ambartsumyan, joka vertasi pienten galaksiryhmien ja galaksiklustereiden näennäistä epävakautta ydinaktiivisuuden olemassaoloon, tuli ajatukseen esitähtien aineen varhaisen pirstoutumisen todennäköisyydestä, sen muuttumisesta tähtien sirontajärjestelmiksi yhdistyksissä ja galaksien ryhmissä . Hän pitää tällaista aineen hajaantumista sen tiivistymisen sijaan nykyaikana.

Yleisempi ajatus on diffuusiaineen kondensoituminen tähdiksi, mikä juontaa juurensa Herschelin hypoteesiin. Viime vuosina tämä hypoteesi on kehittynyt teoriaksi tähtien muodostumisesta, kun puristusshokkiaalto liikkuu kaasun läpi. Tähtien muodostuminen aikakautemme liittyy nuorten kuumien tähtien esiintymiseen liikealueella ja kylmien kaasujen puristamiseen pölyn kanssa. Mutta itse galaksijärjestelmät kuuluvat metagalaksin evoluution hyvin pitkälle aikakaudelle, ja kaikkien galaksiryhmien ja niiden satelliittien katsotaan syntyneen vasta kauan sitten.

Sitä vastoin galaksien vuorovaikutuksen tutkiminen on johtanut tämän katsauksen kirjoittajan siihen vakaumukseen, että joskus litteiden galaksien reuna-alueilla, erityisesti spiraalihaaran päässä, ilmaantuu massa- ja valopitoisuuksia, jotka eroavat jonkin verran toisistaan. spiraalihaarasta ja kuulumisesta spiraaligalaksiin muuttuvat siten sen satelliitiksi. Niiden massat vaihtelevat pienen H I I -alueen massasta kantagalaksin massaa vastaavaan massaan, kuten esimerkiksi tunnetussa M51-järjestelmässä. Vuorovesiteoria on valmis pitämään spiraalihaarojen syntymisen jo olemassa olevan satelliitin vuoroveden ansioksi, mutta useimmat tällaiset satelliitit ovat massaltaan niin pieniä, etteivät ne pysty luomaan vaadittuja tehokkaita vuorovesivoimia. Ilmeisesti pirstoutumista tapahtuu sekä pesissä että galaksiketjuissa, joiden pitäisi olla epävakaita johtuen hänen lomakkeita. Vuoteen 1980 mennessä tutkituissa tapauksissa komponenttien sisäiset nopeudet osoittautuivat yllättävän pieniksi.

KIRJASTUS

2. Vorontsov-Velyaminov B. A., 1978 - Ekstragalaktinen tähtitiede,

2 toim. - M.: Nauka.

3. Galaksien ja tähtien alkuperä ja kehitys / Toim. S.B. Pikelner - M.: Nauka, 1976.

4. Modernin kosmogonian ongelmat / Toim. V. A. Ayabartsumyan.-M.: Nauka, 1969.

5. Burbidge J., Burbidge M., 1969 - Kvasaarit - M.: Mir.

6. Tähtijärjestelmien rakenne/Toim. P.N. Kholoiova.-M.: IL, 1962.

7. Zeldovich L. B., Novikov I. D., 1967 - Relativistinen astrofysiikka - M.: Tiede.

8. Tähdet ja tähtijärjestelmät./Alle. toim. D.Ya. Martynova.-M.: 1981

9. Volynsky B.A., Astronomia.-M.: 1971

Dia 2

Toistetaan käsitelty aihe

Mitä käytetään perustana määritettäessä tähtien vuotuisia parallakseja? Mitä yksiköitä käytetään, kun mitataan etäisyyksiä tähtiin? Mikä on näiden yksiköiden välinen suhde? Kuinka kauan avaruusaluksella, joka pystyy saavuttamaan 17 km/s nopeuden, kestäisi lentää Proxima Centauriin?

Dia 3

Tähtien väri ja lämpötila

Tähden väri kertoo sen lämpötilan. Aurinko (6000 K) - keltainen tähti Betelgeuse (4000 K) - punainen tähti Sirius (10000 - 20000) - Valkoinen Tähti

Dia 4

Tähtien spektri ja kemiallinen koostumus

Näkyvä pinta tähdet - valokuvapallo. Fotosfäärin lämpötila liittyy sellaiseen tähden ominaisuuteen kuin sen spektriluokka. Pääluokkia on yhteensä seitsemän: O, B, A, F, G, K, M

Dia 5

Dia 6

Eniten korkeita lämpötiloja on sinisiä tähtiä, niillä on myös suurin kirkkaus. Siksi kaaviossamme ne tulisi sijoittaa vasempaan yläkulmaan. Punaiset kääpiöt sijaitsevat oikeassa alakulmassa, niillä on alhainen lämpötila ja alhainen valoisuus. Aurinko on lähempänä kartan keskikohtaa. Voidaan nähdä, että kaikki tähdet, joista puhumme, sijaitsevat samalla linjalla. Tätä riviä kutsutaan yleensä pääsekvenssiksi.

Dia 7

Dia 8

Tähtien kirkkaus (L)

Luminositeetti viittaa valoenergian emissiotehoon verrattuna Auringon valon emissiotehoon.

Dia 9

(M© – M) L = 2,512 M© = 5 M = - 9 (jättiläiset) m = + 17 (kääpiöt)

Dia 10

Tähtien säteet

Superjättiläiset ovat satoja kertoja suurempia kuin aurinko (Antares); Jättiläiset – ylittävät Auringon koon kymmeniä kertoja; Kääpiöt ovat kooltaan lähellä aurinkoa

Liittovaltion budjettikoulutuslaitos
korkeampi ammatillinen koulutus
"Etelä-Ural valtion yliopisto»

Taloustieteen ja johtamisen tiedekunta
Maailmantalouden ja talousteorian laitos

Tähtien luonne ja koostumus

Essee

Tieteellä "Nykyaikaisen luonnontieteen käsitteet"

Tarkistettu

Apulaisprofessori, Fysikaalisen kemian laitos

Teplyakov Juri Nikolajevitš

Teoksen tekijä

opiskelijaryhmä 236

Glushko Olga

huomautus

Esseen tarkoituksena on tutkia tähtien luonnetta ja koostumusta. Valitun aiheen mukaisesti asetetaan seuraavat tehtävät:

Tähtien käsitteen, parametrien ja luokittelun huomioiminen.
Kuvaus tähtien kehityksestä.
Tähtiklustereiden ja assosiaatioiden tutkimus
Tähtien koostumuksen tutkimus.

Johdanto……………………………………………………………………………4

Tähtien käsite, niiden parametrit ja luokittelu……………………………….5
Tähtien evoluutio…………………………………………………………. .9
Tähtiklusterit ja -yhdistykset…………………………………………………..13
Tähtien kemiallinen koostumus……………………………………………………….18

Johtopäätös………………………………………………………………………………………………………………………………..
Hakemukset……………………………………………………………….…………22
Bibliografia……………………………………………………… 24

Johdanto

Tähtitiede - tähtitiede - on yksi vanhimmista, koska nämä salaperäiset taivaankappaleet ovat aina kiinnostaneet ihmisiä. Kuten kaikki luonnonkappaleet, tähdet eivät pysy muuttumattomina, ne syntyvät, kehittyvät ja lopulta "kuolevat". Jotta voit jäljittää tähtien elämänpolun ja ymmärtää, kuinka ne ikääntyvät ja mitä ne ovat, sinun on tiedettävä, kuinka ne syntyvät ja mitä ne ovat.
Tähtien tutkimuksen merkitys kasvaa päivä päivältä, mikä liittyy ihmisten tietämyksen horisontin laajentumiseen avaruudesta ja maan ulkopuolisista elämänmuodoista. Universumi koostuu 98 % tähdistä. Ne ovat myös galaksin pääelementti.

1. Tähtien käsite ja luokittelu

Tähdet ovat valokaasumassoja, jotka ovat enemmän tai vähemmän tasaisesti hajallaan taivaalla (vaikka joskus ne muodostavat ryhmiä), jotka voimme nähdä pieninä pisteinä yötaivaalla. Tähdet ovat maailmankaikkeuden pääkappaleita. Yli 90 % havaitusta aineesta on keskittynyt niihin.

Tähtien pääparametrit ovat:

paino,
valoisuus (tähden lähettämän energian kokonaismäärä aikayksikköä kohti L),
säde,
pintalämpötila.

Tähtien massa
Tähtien massasta tuli tärkeämpi, kun tähtien energialähteitä löydettiin. Auringon massa on M c = 2 10 30 kg ja lähes kaikkien tähtien massat ovat välillä 0,1 - 50 auringon massaa. Käytännössä luotettavin tapa määrittää tähden massa on tutkia kaksoistähtien liikkeitä. Kävi ilmi, että tähden sijainti pääsekvenssissä määräytyy sen massan mukaan

Kirkkaus
Tähden L kirkkaus ilmaistaan ​​usein auringon valovoimayksiköissä, joka on 3,86 10 26ti Tähtien kirkkaus vaihtelee suuresti. On olemassa valkoisia ja sinisiä superjättitähtiä (tosin niitä on suhteellisen vähän), joiden kirkkaus ylittää Auringon kirkkauden kymmeniä ja jopa satoja tuhansia kertoja. Mutta suurin osa tähdistä on "kääpiöitä", joiden kirkkaus on paljon pienempi kuin Auringon, usein tuhansia kertoja. Valoisuusominaisuus on tähden niin kutsuttu "absoluuttinen magnitudi". Absoluuttinen suuruus ( M) tähdille määritellään kohteen näennäisenä magnitudina, jos se sijaitsisi 10 parsekin etäisyydellä havainnoijasta. Tähden näennäinen suuruus riippuu toisaalta sen kirkkaudesta ja väristä, toisaalta etäisyydestä siihen. Auringon absoluuttinen magnitudi koko säteilyalueella on M = 4,72. Tähdillä, joilla on korkea kirkkaus, on negatiiviset absoluuttiset arvot, esimerkiksi -4, -6. Matalakirkkaisille tähdille on ominaista suuret positiiviset arvot, esimerkiksi +8, +10.

Säde
Käyttää eniten moderni teknologia tähtitieteellisten havaintojen perusteella on nyt voitu mitata suoraan kulmahalkaisijat (ja niistä, etäisyyden tiedossa ja lineaariset mitat) vain muutama tähti. Pohjimmiltaan tähtitieteilijät määrittävät tähtien säteet muilla menetelmillä. Yksi niistä on annettu kaavalla.
Määritettyään monien tähtien säteet, tähtitieteilijät vakuuttuivat, että on olemassa tähtiä, joiden koot eroavat jyrkästi Auringon koosta. Supergianteissa on suurimmat koot. Niiden säteet ovat satoja kertoja suuremmat kuin Auringon säde. Esimerkiksi tähden säde A Skorpioni (Antares) on vähintään 750 kertaa suurempi kuin aurinko. Tähtiä, joiden säde on kymmeniä kertoja suurempi kuin Auringon säde, kutsutaan jättiläisiksi. Tähdet, jotka ovat kooltaan lähellä Aurinkoa tai pienempiä kuin Aurinko luokitellaan kääpiöiksi.
Tähtien säde ei ole vakioarvo. Se voi muuttua esimerkiksi Betelgeusen tapaan, jonka säde on pienentynyt 15 % viimeisen 15 vuoden aikana.
Lämpötila
Lämpötila määrittää tähden värin ja sen spektrin. Joten esimerkiksi jos tähtikerrosten pintalämpötila on 3-4 tuhatta. K., sitten sen väri on punertava, 6-7 tuhatta K. on kellertävää. Erittäin kuumat tähdet, joiden lämpötila on yli 10-12 tuhatta K, ovat valkoisia tai sinertäviä. Viileillä punaisilla tähdillä on spektrit, joille on ominaista neutraalien metalliatomien absorptioviivat ja joidenkin yksinkertaisten yhdisteiden vyöhykkeet. Pintalämpötilan noustessa molekyylinauhat katoavat tähtien spektristä, monet neutraalien atomien juovat sekä neutraalin heliumin viivat heikkenevät. Itse spektrin ulkonäkö muuttuu radikaalisti. Esimerkiksi kuumissa tähdissä, joiden pintalämpötila on yli 20 tuhatta K, havaitaan pääasiassa neutraalin ja ionisoidun heliumin viivoja, ja jatkuva spektri on erittäin voimakas ultraviolettiosassa. Tähdillä, joiden pintalämpötila on noin 10 tuhatta K, on ​​voimakkaimmat vetyviivat, kun taas tähdillä, joiden lämpötila on noin 6 tuhatta K, on ​​ionisoitua kalsiumia, jotka sijaitsevat spektrin näkyvän ja ultraviolettiosan rajalla. Huomaa, että aurinkomme spektrillä on tämä tyyppi I.

Tähtien luokittelu
Luokitukset millä tahansa tieteenalalla voivat olla joko keinotekoisia (joihinkin helposti määritettäviin yksilöllisiin ominaisuuksiin perustuvia) tai luonnollisia, ts. heijastaa esineen olemusta, sen monimutkaisia ​​ominaisuuksia, alkuperää jne., vaikka tiettyyn luokkaan kuulumista ei tässä tapauksessa aina ole helppo määrittää. Objektit voidaan yhdistää sekä todellisiin olemassa oleviin ryhmiin (laadullisten ominaisuuksien perusteella) että ehdollisiin ryhmiin, jotka eroavat vain määrällisesti. Nykyaikainen tähtiastronomia näyttää meille kaikki nämä tapaukset.
Tähtien luokituksia alettiin rakentaa heti sen jälkeen, kun niiden spektrit alettiin saada. Ensimmäisen likiarvon mukaan tähden spektri voidaan kuvata mustan kappaleen spektriksi, mutta sen päälle on asetettu absorptio- tai emissioviivat. Näiden linjojen koostumuksen ja vahvuuden perusteella tähdelle määritettiin tietty luokka. Näin tehdään edelleen, mutta nykyinen tähtien jako on paljon monimutkaisempi: lisäksi se sisältää absoluuttisen suuruuden, kirkkauden ja koon vaihtelun olemassaolon tai puuttumisen, ja tärkeimmät spektriluokat on jaettu alaluokkiin.
Tunnetuin ja yleisin luokitus perustuu tähden väriin, kokoon ja lämpötilaan.. Tähtitieteilijät luokittelevat tähdet eri spektriluokkiin. Spektriluokitus, jonka kehitys alkoi 1800-luvulla, perustui alun perin vedyn absorptioviivojen intensiteettiin. Sellaiset luokat paras tapa kuvaavat tähtien lämpötilaa ja niitä käytetään edelleen. Tyypilliset spektrit seitsemälle pääspektriluokalle – OBAFGKM. Osoittautuu, että spektrityypin O siniset tähdet ovat suurimpia tähtiä. Ne ylittävät Auringon massaltaan yli neljäkymmentä kertaa, kooltaan kaksikymmentä kertaa ja miljoona kertaa kirkkaampia kuin Aurinko. Seuraavaksi tähtien massaasteikolla ovat valkoiset tähdet spektriluokista B ja A. Seuraavaksi tulevat kelta-valkoiset luokan F tähdet ja keltaiset luokan G tähdet, jotka ovat samanlaisia ​​kuin aurinkomme. Tähdet, joiden massa on pienempi, ovat himmeämpiä ja kooltaan pienempiä. Luokkaan K kuuluvien oranssien tähtien massat ja koot ovat noin kolmesta neljäsosaan Auringon massasta. M-tähdet ovat tyylikkäimpiä ja niiden väri on syvän oranssinpunainen. Tämän luokan tyypilliset edustajat ovat massaltaan ja säteeltään noin viisi kertaa Aurinkoa pienempiä ja pintalämpötilaltaan kaksi kertaa alhaisempia, mikä on noin 3000 K. Noin sadalla tällaisella tähdellä on sama kirkkaus kuin Auringollamme. Luokka M päättää Harvardin tähtiluokituksen.
Aivan 1900-luvun alussa tanskalainen tähtitieteilijä Hertzsprung ja amerikkalainen astrofyysikko Russell havaitsivat suhteen olemassaolon tähden pinnan lämpötilan ja sen kirkkauden välillä. Tätä riippuvuutta havainnollistaa diagrammi, jonka toiselle akselille on piirretty spektrityyppi ja toiselle absoluuttinen suuruus. Absoluuttisen magnitudin sijasta valoisuus voidaan piirtää logaritmisella asteikolla, ja spektriluokkien sijaan pintalämpötila voidaan piirtää suoraan. Tällaista kaaviota kutsutaan spektri-luminositeettidiagrammiksi tai Hertzsprung-Russell-kaavioksi. Tässä tapauksessa lämpötila piirretään suuntaan oikealta vasemmalle, jotta säilytetään kaavion vanha muoto, joka syntyi jo ennen kuin tutkittiin tähden värin riippuvuutta sen pinnan lämpötilasta.
Jos luminositeettien ja niiden lämpötilojen välillä ei olisi suhdetta, kaikki tähdet olisivat jakautuneet tasaisesti tällaisessa kaaviossa. Mutta kaavio paljastaa useita kuvioita, joita kutsutaan sekvensseiksi. Kunkin tähden sijainti kaavion yhdessä tai toisessa kohdassa määräytyy sen fyysisen luonteen ja iän (evoluutiovaiheen) mukaan. Tähti ei pysy paikallaan koko elämänsä ajan, vaan liikkuu ympäriinsä H-R kaavio. Siksi G-R-kaavio näyttää kaappaavan koko tarkasteltavana olevan tähtijoukon historian. Tämän kaavion analyysin avulla voimme tunnistaa erilaisia ​​tähtiryhmiä, joita yhdistää yhteinen fyysiset ominaisuudet. Tähtirikkainta diagonaalia, 90 % kaikista tähdistä, joka kulkee vasemmasta yläkulmasta oikeaan alakulmaan, kutsutaan pääsekvenssiksi. Sitä pitkin sijaitsevat tähdet, joista puhuimme edellä. Nyt on käynyt selväksi, että pääsarjan tähdet ovat normaaleja, Auringon kaltaisia ​​tähtiä, joissa vedyn palaminen tapahtuu lämpöydinreaktioissa. Pääsekvenssi on sarja eri massaisia ​​tähtiä. Massaltaan suurimmat tähdet sijaitsevat pääsarjan yläosassa ja ovat sinisiä jättiläisiä. Massaltaan pienimmät tähdet ovat kääpiöitä. Ne sijaitsevat pääsarjan alaosassa. (katso kuva nro 1)
Luonnossa esiintyvillä tähdillä on laajempi parametrialue kuin pääsarjatähdillä. Havaitsemme tällaisia ​​tähtiä H-R-kaaviossa päädiagonaalialueen ulkopuolella. Ne muodostavat myös sekvenssejä, ts. näissä ryhmissä on myös tiettyjä luminositeettien ja lämpötilojen välisiä suhteita, jotka ovat erilaisia ​​kullekin ryhmälle. Näitä ryhmiä kutsutaan valoisuusluokiksi. Niitä on vain seitsemän. Nimittäin: I-superjätit (tähti supernovaräjähdyksen aattona), II-kirkkaat jättiläiset (tähdet makaavat jättiläisten ja superjättiläisten välissä), III-jättiläiset, IV - alajättiläiset (entinen pääsarjan tähti, Aurinkoa muistuttava tai hieman Aurinkoa massiivisempi, jonka ytimeen vetypolttoaine on kuivunut.), V - pääsarjan tähdet, VI - alikääpiöt (nämä ovat himmeämpiä tähtiä kuin saman spektriluokan pääsarjan tähdet. ), VII - valkoiset kääpiöt (aurinkoa pienemmät tähdet).
(katso kuva nro 2; taulukko nro 1)
2. Tähtien evoluutio

Tähtien evoluutio on tähtien fysikaalisten ominaisuuksien, sisäisen rakenteen ja kemiallisen koostumuksen muutos ajan myötä. Nykyaikainen tähtien evoluution teoria pystyy selittämään tähtien kehityksen yleisen kehityksen tyydyttävällä tavalla havainnointitietojen kanssa.
Tähden evoluution kulku riippuu sen massasta ja alkuperäisestä kemiallisesta koostumuksesta, mikä puolestaan ​​riippuu tähden muodostumisajasta ja sen sijainnista galaksissa muodostumishetkellä.
Tähden evoluution alkuvaihe on hyvin pieni ja tähti on tällä hetkellä upotettuna sumuun, joten prototähteä on erittäin vaikea havaita.
Tähdet muodostuvat aineen gravitaatiotiivistymisen seurauksena tähtienvälisessä väliaineessa. Nuoret tähdet ovat niitä, jotka ovat vielä alkuvaiheessa painovoiman puristuminen. Lämpötila tällaisten tähtien keskustassa ei ole riittävä ydinreaktioiden tapahtumiseen, ja hehku tapahtuu vain gravitaatioenergian muuttuessa lämmöksi.
Gravitaatiopuristus on tähtien evoluution ensimmäinen vaihe. Se johtaa tähden keskivyöhykkeen kuumenemiseen lämpöydinreaktion "päällekytkentä" -lämpötilaan (noin 10-15 miljoonaa K) - vedyn muuttumiseen heliumiksi (vetyytimet eli protonit muodostavat heliumytimiä). Tähän muutokseen liittyy suuri energian vapautuminen. Koska vedyn määrä on rajallinen, se ennemmin tai myöhemmin palaa loppuun. Energian vapautuminen tähden keskustassa pysähtyy, ja tähden ydin alkaa kutistua ja kuori alkaa turvota. Mitä massiivisempi tähti, sitä enemmän sillä on vetypolttoainetta, mutta painovoiman romahtamisen voimien torjumiseksi sen on poltettava vetyä intensiteetillä, joka ylittää vetyvarantojen kasvunopeuden tähden massan kasvaessa. Niinpä mitä massiivisempi tähti, sitä lyhyempi sen elinikä, joka määräytyy vetyvarantojen ehtymisen vuoksi, ja suurimmat tähdet palavat kirjaimellisesti kymmenissä miljoonissa vuosissa. Pienimmät tähdet sen sijaan elävät mukavasti satoja miljardeja vuosia. Ennemmin tai myöhemmin jokainen tähti kuitenkin käyttää loppuun kaiken palamiseen sopivan vedyn lämpöydinuunissaan.
Ennemmin tai myöhemmin jokainen tähti kuitenkin käyttää loppuun kaiken palamiseen sopivan vedyn lämpöydinuunissaan. Mitä seuraavaksi tapahtuu, riippuu tähden massasta. Aurinko (ja kaikki tähdet, jotka eivät ylitä massaansa yli kahdeksan kertaa) päättävät elämäni hyvin banaalisella tavalla. Kun tähden suolistossa olevat vetyvarannot ovat loppumassa, painovoiman puristusvoimat, jotka ovat kärsivällisesti odottaneet tätä tuntia aivan tähden syntymästä lähtien, alkavat saada yliotteen - ja niiden vaikutuksesta. tähti alkaa kutistua ja tihentyä. Tällä prosessilla on kaksinkertainen vaikutus: lämpötila välittömästi tähden ytimen ympärillä olevissa kerroksissa nousee tasolle, jossa siellä oleva vety lopulta käy läpi lämpöydinfuusion muodostaen heliumia. Samaan aikaan itse ytimen lämpötila, joka nyt koostuu lähes kokonaan heliumista, kohoaa niin paljon, että itse helium - eräänlainen häipyvän primaarisen nukleosynteesireaktion "tuhka" - siirtyy uuteen termoydinfuusioreaktioon: kolmesta heliumytimissä muodostuu yksi hiiliydin. Tämä sekundaarisen lämpöydinfuusioreaktion prosessi, jossa primaarisen reaktion tuotteet toimivat polttoaineena, on yksi tähtien elinkaaren tärkeimmistä hetkistä.
Heliumin toissijaisen palamisen aikana tähden ytimessä vapautuu niin paljon energiaa, että tähti alkaa kirjaimellisesti ilmaantua. Erityisesti auringonkuori tässä elämänvaiheessa laajenee Venuksen kiertoradan ulkopuolelle. Tässä tapauksessa tähden säteilyn kokonaisenergia pysyy suunnilleen samalla tasolla kuin sen elämän päävaiheessa, mutta koska tämä energia säteilee nyt suuremman pinta-alan läpi, tähden ulkokerros jäähtyy punaiseksi. osa spektriä. Tähti muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.
Lisäksi, jos tähti on alle 1,2 Auringon massaa, se irtoaa ulkokerroksensa (planetaarisen sumun muodostuminen). Kun kirjekuori irtoaa tähdestä, sen sisäiset, erittäin kuumat kerrokset paljastuvat, ja samalla kirjekuori liikkuu yhä kauemmas. Useiden kymmenien tuhansien vuosien jälkeen kuori hajoaa ja jäljelle jää vain erittäin kuuma ja tiheä tähti, joka jäähtyy vähitellen. Lämpötila ytimen sisällä ei enää pysty nousemaan tasolle, joka on tarpeen seuraavan lämpöydinreaktion tason käynnistämiseksi. Tähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Vähitellen jäähtyessään ne muuttuvat näkymättömiksi mustat kääpiöt . Mustat kääpiöt ovat erittäin tiheitä ja viileitä tähtiä, hieman suurempia kuin Maa, mutta joiden massa on verrattavissa auringon massaan. Valkoisten kääpiöiden jäähtymisprosessi kestää useita satoja miljoonia vuosia.
Aurinkoa massiivisemmat tähdet (1,2–2,5 Auringon massaa) kohtaavat paljon näyttävämmän loppunsa. Heliumin palamisen jälkeen niiden massa puristuksen aikana osoittautuu riittäväksi lämmittämään ytimen ja kuoren lämpötiloihin, jotka ovat tarpeen seuraavien nukleosynteesireaktioiden käynnistämiseksi - hiili, sitten pii, magnesium - ja niin edelleen, kun ydinmassat kasvavat. Lisäksi jokaisen uuden reaktion alkaessa tähden ytimessä edellinen jatkuu kuoressaan. Itse asiassa kaikki kemialliset alkuaineet, mukaan lukien rauta, jotka muodostavat maailmankaikkeuden, muodostuivat juuri tämän tyyppisten kuolevien tähtien syvyyksissä tapahtuneen nukleosynteesin seurauksena. Mutta rauta on rajana; se ei voi toimia polttoaineena ydinfuusio- tai hajoamisreaktioissa missään lämpötilassa tai paineessa, koska sekä sen hajoaminen että lisänukleonien lisääminen siihen vaativat ulkoisen energian sisäänvirtauksen. Tämän seurauksena massiivinen tähti kerää vähitellen sisäänsä rautaytimen, joka ei voi toimia polttoaineena myöhemmille ydinreaktioille.
Kun lämpötila ja paine ytimen sisällä saavuttavat tietyn tason, elektronit alkavat olla vuorovaikutuksessa rautaytimien protonien kanssa, mikä johtaa neutronien muodostumiseen. Ja hyvin lyhyessä ajassa - jotkut teoreetikot uskovat, että tämä kestää muutamassa sekunnissa - elektronit, jotka olivat vapaita koko tähden edellisen evoluution aikana, kirjaimellisesti liukenevat rautaytimien protoneihin, koko tähden ytimen aine muuttuu kiinteä nippu neutroneja ja alkaa puristua nopeasti painovoiman romahtaessa, koska rappeutuneen elektronikaasun vastapaine putoaa nollaan. Tähden ulkokuori, jonka alta kaikki tuki näyttää syrjäytyneen, romahtaa keskustaa kohti. Puristetun ulkokuoren törmäyksen energia neutroniytimeen on niin korkea, että se pomppii irti valtavalla nopeudella ja hajoaa kaikkiin suuntiin ytimestä - ja tähti kirjaimellisesti räjähtää sokaisevassa supernova-salamassa. Muutamassa sekunnissa supernovaräjähdys voi vapauttaa avaruuteen enemmän energiaa kuin mitä kaikki galaksin tähdet vapauttavat samana aikana yhteensä.
Tähtien räjähdysten (supernovien) syistä on olemassa useita hypoteeseja, mutta yleisesti hyväksyttyä teoriaa ei vielä ole. Oletuksena on, että tämä johtuu tähden sisäkerrosten liian nopeasta laskusta kohti keskustaa. Tähti supistuu nopeasti katastrofaalisen pieneksi, luokkaa 10 km, ja sen tiheys tässä tilassa on 10 17 kg/m 3, mikä on lähellä atomin ytimen tiheyttä. Tämä tähti koostuu neutroneista (samaan aikaan elektronit puristuvat protoneiksi), minkä vuoksi sitä kutsutaan « neutroni » . Sen alkulämpötila on noin miljardi Kelviniä, mutta tulevaisuudessa se jäähtyy nopeasti.
Tätä tähteä pidettiin pitkään mahdottomana havaita sen pienen koon ja nopean jäähtymisen vuoksi. Mutta jonkin ajan kuluttua pulsarit löydettiin. Nämä pulsarit osoittautuivat neutronitähdiksi. Ne on nimetty radiopulssien lyhytaikaisen säteilyn vuoksi. Nuo. tähti näyttää "vilkkuvan". Tämä löytö tehtiin täysin vahingossa ja ei niin kauan sitten, nimittäin vuonna 1967. Nämä jaksolliset impulssit johtuvat siitä, että erittäin nopean pyörimisen aikana magneettiakselin kartio vilkkuu jatkuvasti katseemme ohi, mikä muodostaa kulman pyörimisakselin kanssa.
Pulsar voidaan havaita meille vain magneettiakselin suuntautumisolosuhteissa, ja tämä on noin 5 % niiden kokonaismäärästä. Jotkut pulsarit eivät sijaitse radiosumuissa, koska sumut hajoavat suhteellisen nopeasti. Sadan tuhannen vuoden kuluttua nämä sumut lakkaavat olemasta näkyvissä, ja pulsarien ikä on kymmeniä miljoonia vuosia.
Tähdet, joiden massa on 8-10 aurinkomassaa, kehittyvät samalla tavalla kuin keskimääräinen, kunnes muodostuu hiili-happiydin. Tämä ydin romahtaa ja rappeutuu ennen kuin hiili syttyy, pakottaen räjähdyksen, joka tunnetaan nimellä hiilen räjähdys, joka vastaa heliumia. Vaikka periaatteessa hiilen räjähdys voi saada tähden räjähtämään supernovana, jotkut tähdet voivat selviytyä tästä vaiheesta räjähtämättä. Ytimen lämpötilan noustessa kaasun rappeutuminen voidaan nostaa, minkä jälkeen tähti jatkaa kehittymistään erittäin massiiviseksi tähdeksi.
Erittäin massiiviset tähdet, joiden massa on yli 10 Auringon massaa, ovat niin kuumia, että ytimen helium syttyy ennen kuin tähti saavuttaa punaisen jättimäisen haaran. Palamista tapahtuu, vaikka nämä tähdet ovat sinisiä superjättiläisiä ja tähti jatkaa yksitoikkoista kehittymistä kohti punaisuutta; Kun helium palaa konvektiivisessa ytimessä, vety palaa kerroslähteessä, mikä tuottaa suurimman osan tähden valoisuudesta. Heliumin loppuessa ytimessä lämpötila on niin korkea, että hiili syttyy ennen kuin kaasu hajoaa ja hiilen palaminen alkaa vähitellen ilman räjähtäviä prosesseja. Palaminen tapahtuu ennen kuin tähti saavuttaa asymptoottisen jättimäisen haaran. Hiilen koko palamisen aikana ytimessä energiaa virtaa ulos ytimestä neutriinojäähdytyksen johdosta ja pääasiallinen pintavalon lähde on vedyn ja heliumin palaminen kerroslähteissä. Nämä tähdet tuottavat yhä raskaampia alkuaineita aina rautaan asti, minkä jälkeen ydin romahtaa muodostaen neutronitähden tai mustan aukon (ytimen massasta riippuen) ja ulommat kerrokset lentää erilleen tyypin II supernovassa. räjähdys.
Kaikesta yllä olevasta on selvää, että tähden evoluution viimeinen vaihe riippuu sen massasta, mutta on myös tarpeen ottaa huomioon juuri tämän massan ja pyörimisen väistämätön menetys.
(katso kuva nro 3)

3. Tähtiklusterit ja -assosiaatiot

Tähtijoukko on ryhmä tähtiä, jotka sijaitsevat avaruudessa lähellä toisiaan ja joita yhdistää yhteinen alkuperä ja keskinäinen painovoima.
Nykyaikaisten tietojen mukaan ainakin 70 % galaksin tähdistä on osa binääri- ja monijärjestelmää, ja yksittäiset tähdet (kuten aurinkomme) ovat pikemminkin poikkeus säännöstä. Mutta usein tähdet kokoontuvat useammiksi "kollektiiviksi" - tähtiklusteriksi.Kaikki klusteriin kuuluvat tähdet ovat samalla etäisyydellä meistä (klusterin kokoon asti) ja niillä on suunnilleen sama ikä ja kemiallinen koostumus. Mutta samaan aikaan ne ovat evoluution eri vaiheissa (joka määrittää kunkin tähden alkumassa), mikä tekee niistä kätevän kohteen tähtien alkuperän ja kehityksen teorioiden testaamiseen. Tähtijoukkoja on kahdenlaisia: pallomaisia ​​ja avoimia. Aluksi tämä jako hyväksyttiin ulkonäön perusteella, mutta jatkotutkimuksella kävi selväksi, että pallomaiset ja avoimet klusterit eivät ole samanlaisia ​​kirjaimellisesti kaikessa - iässä, tähtien koostumuksessa, liikkeen luonteessa jne.

Pallomaiset tähtijoukot sisältää kymmenistä tuhansista miljooniin tähtiin. Tämän tyyppiselle klusterille on ominaista säännöllinen pallomainen tai hieman litteä muoto (joka ilmeisesti on merkki klusterin aksiaalisesta pyörimisestä). Mutta tunnetaan myös tähtiköyhiä klustereita, joita ei voi ulkonäöltään erottaa hajallaan olevista (esim. NGC 5053), ja ne luokitellaan pallomaisiksi spektri-luminositeettikaavion ominaispiirteiden perusteella. Kaksi kirkkainta pallomaista tähtijoukkoa on nimetty Omega Centauriksi ja 47 Tucanaeksi tavallisiksi tähdiksi, koska merkittävän näennäisen kirkkautensa vuoksi ne ovat selvästi nähtävissä paljaalla silmällä, mutta vain eteläisissä maissa. Ja pohjoisen pallonpuoliskon keskimmäisillä leveysasteilla vain kaksi on saatavilla paljaalla silmällä, vaikkakin vaikeasti - Jousimiehen ja Herkuleen tähtikuvioissa. (katso kuva nro 4)
Galaksista tunnetaan tällä hetkellä noin 150 pallomaista klusteria, mutta on ilmeistä, että tämä on vain pieni osa todella olemassa olevista (niiden kokonaismäärän arvioidaan olevan noin 400-600). Niiden jakautuminen taivaanpallolla on epätasainen - ne ovat keskittyneet voimakkaasti kohti galaktista keskustaa muodostaen laajennetun halon sen ympärille. Noin puolet niistä sijaitsee korkeintaan 30 asteen päässä galaksin näkyvästä keskustasta (Jousimies), ts. alueella, jonka pinta-ala on vain 6% koko taivaanpallon pinta-alasta. Tämä jakauma on seurausta pallomaisten klustereiden pyörimisen erityispiirteistä galaksin keskustan ympärillä, joka on ominaista pallomaisen osajärjestelmän kohteille - erittäin pitkänomaisilla kiertoradoilla. Kerran jaksossa (10 8 - 10 9 vuotta) pallomainen tähtijoukko kulkee galaksin ja sen kiekon tiheiden keskusalueiden läpi, mikä myötävaikuttaa tähtienvälisen kaasun "lakaisemiseen" joukosta (havainnot vahvistavat, että sitä on hyvin vähän kaasu näissä klustereissa). Jotkut pallomaiset klusterit ovat niin kaukana galaksin keskustasta, että ne voidaan luokitella intergalaktisiksi.
Pallomaisten klustereiden spektri-luminositeettikaaviolla on tyypillinen muoto, koska pääsekvenssihaarassa ei ole massiivisia tähtiä. Tämä viittaa pallomaisten klustereiden merkittävään ikään (10-12 miljardia vuotta, eli ne muodostuivat samanaikaisesti itse galaksin muodostumisen kanssa) - tänä aikana vetyvarastot loppuvat tähdistä, joiden massa on lähellä aurinkoa, ja ne poistuvat pääsekvenssistä (ja mitä suurempi tähden alkumassa on, sitä nopeammin) muodostaen alajättiläisten ja jättiläisten haaran. Siksi pallomaisissa klusteissa eniten kirkkaat tähdet ovat punaisia ​​jättiläisiä. Lisäksi niissä havaitaan muuttuvia tähtiä (etenkin usein RR Lyrae -tyyppisiä), samoin kuin massiivisten tähtien evoluution lopputuotteita, jotka ilmenevät eri tyyppisten röntgenlähteiden muodossa. Mutta yleensä kaksoistähdet ovat harvinaisia ​​pallomaisissa klusteissa. On huomattava, että muista galakseista (esimerkiksi Magellanin pilvistä) on löydetty ulkonäöltään tyypillisiä pallomaisia ​​ryhmiä, joiden tähtikoostumus on pieni-ikäinen, ja siksi tällaisia ​​kohteita pidetään nuorina pallomaisia ​​klustereita. Toinen pallomaisten klustereiden piirre on raskaiden (heliumia raskaampien) alkuaineiden vähentynyt pitoisuus niiden muodostavien tähtien ilmakehissä. Verrattuna niiden sisältöön Auringossa pallomaisten klustereiden tähdet köyhtyvät näissä alkuaineissa 5-10 kertaa ja joissakin klusteissa jopa 200 kertaa. Tämä piirre on tyypillinen galaksin pallomaisessa komponentissa oleville objekteille ja se liittyy myös klusterien suureen ikään - niiden tähdet muodostuivat alkukaasusta, kun taas Aurinko muodostui paljon myöhemmin ja sisältää aiemmin kehittyneiden tähtien muodostamia raskaita alkuaineita.

Avoimet tähtijoukot sisältävät suhteellisen vähän tähtiä - useista kymmenistä useisiin tuhansiin, ja yleensä täällä ei ole kysymys säännöllisestä muodosta. Tunnetuin avoin klusteri on Plejadit, jotka näkyvät Härän tähdistössä. Samassa tähdistössä on toinen tähtijoukko - Hyadit - ryhmä himmeitä tähtiä kirkkaan Aldebaranin ympärillä.
Avoimia tähtijoukkoja tunnetaan noin 1 200, mutta galaksissa niitä uskotaan olevan paljon enemmän (noin 20 tuhatta). Ne ovat myös jakautuneet epätasaisesti taivaanpallolle, mutta toisin kuin pallomaiset joukot, ne ovat voimakkaasti keskittyneet galaksin tasoa kohti, joten melkein kaikki tämän tyyppiset klusterit ovat näkyvissä Linnunradan lähellä, ja ne ovat yleensä korkeintaan 2 kpc:n päässä. Aurinko (katso kuva nro 5). Tämä tosiasia selittää, miksi niin pieni osa klustereiden kokonaismäärästä havaitaan - monet niistä ovat liian kaukana ja ovat kadonneet Linnunradan suuren tähtitiheyden taustalla tai valoa absorboivien kaasu- ja pölypilvien piilossa. , myös keskittynyt galaktiseen tasoon. Kuten muutkin kohteet galaktisella levyllä, avoimet klusterit kiertävät galaktista keskustaa lähes pyöreällä kiertoradalla. Avointen klustereiden halkaisijat vaihtelevat välillä 1,5-15-20 pc ja tähtien pitoisuus 1-80 per 1 kpl 3. Pääsääntöisesti klusterit koostuvat suhteellisen tiheästä ytimestä ja harvemmasta kruunusta. Avoimista klustereista tunnetaan kaksois- ja monikerroksisia, ts. ryhmät, joille on tunnusomaista niiden avaruudellinen läheisyys ja vastaavat oikeat liikkeet ja säteittäiset nopeudet.
Suurin ero avoimien klustereiden ja pallomaisten klustereiden välillä on spektri-luminositeettidiagrammien suuri kirjo, joka johtuu niiden ikäeroista. Nuorimmat klusterit ovat noin miljoona vuotta vanhoja, vanhimmat 5-10 miljardia vuotta vanhoja. Siksi avoimien klustereiden tähtikoostumus on monipuolinen - ne sisältävät sinisiä ja punaisia ​​superjättiläisiä, jättiläisiä, erityyppisiä muuttujia - soihdut, kefeidit jne. . Kemiallinen koostumus avoimiin klustereihin sisältyvät tähdet ovat melko homogeenisia, ja keskimäärin raskaiden alkuaineiden pitoisuus on lähellä aurinkoa, mikä on tyypillistä galaktisen kiekon kohteille.
Toinen avoimien tähtien ominaisuus on, että ne ovat usein näkyvissä yhdessä kaasu-pölysumun kanssa - jäänteen pilvestä, josta tämän joukon tähdet kerran muodostuivat. Tähdet voivat lämmittää tai valaista "sumuaan" tehden siitä näkyvän. Tunnetut Plejadit (katso kuva) on myös upotettu siniseen, kylmään sumuun. Galaksissa avoimia klustereita voi olla vain siellä, missä on paljon kaasupilviä. Meidän kaltaisissa spiraaligalakseissa tällaisia ​​paikkoja löytyy runsaasti galaksin litteästä komponentista, ja nuoret klusterit ovat hyviä spiraalirakenteen indikaattoreita, koska niiden muodostumisesta kuluneen ajan kuluessa ne eivät ehdi liikkumaan. pois spiraalivarsista, joissa tämä muodostuminen tapahtuu.
jne.................

Paljaalla silmällä ihmiset näkevät suunnilleen

6 tuhat tähteä.

Tähdet eroavat toisistaan:

rakennus

Masse

Lämpötila (väri)

Ikä

Koot

Kirkkaus

Tähtien massa

Tähden massa voidaan määrittää luotettavasti vain, jos se on kaksoitähden komponentti. Tässä tapauksessa massa voidaan laskea Keplerin yleistetyn kolmannen lain avulla. Mutta silti arvioitu virhe vaihtelee 20 prosentista 60 prosenttiin ja riippuu suurelta osin virheestä määritettäessä etäisyyttä tähteen. Kaikissa muissa tapauksissa massa on tarpeen määrittää epäsuorasti, esimerkiksi massa-valoisuus -suhteesta

Tähtien väri ja lämpötila

On helppo huomata, että tähdet ovat erivärisiä - toiset ovat valkoisia, toiset keltaisia, toiset punaisia ​​jne. Esimerkiksi Sirius ja Vega ovat valkoisia, Capella on keltaisia, Betelgeuse ja Antares ovat punaisia. Erivärisillä tähdillä on eri spektrit ja erilaiset lämpötilat. Kuten lämmitettävä rautapala, valkoiset tähdet ovat kuumempia ja punaiset viileämpiä.

Arcturus

Rigel

Antares

Tähtien kirkkaus

Tähdet, kuten aurinko, lähettävät energiaa sähkömagneettisten värähtelyjen kaikilla aallonpituuksilla. Tiedät, että kirkkaus (L) luonnehtii tähden kokonaissäteilytehoa ja edustaa yhtä sen tärkeimmistä ominaisuuksista. Valoisuus on verrannollinen tähden pinta-alaan (fotosfääriin) (tai säteen R neliöön) ja fotosfäärin tehollisen lämpötilan neljänteen potenssiin (T), ts.

L = 4 π R 2 O T 4

• Isaac Newton(1643-1727) vuonna 1665 hajotti valon spektriksi ja selitti sen luonteen. William Wollaston vuonna 1802 havaitsi tummia viivoja auringon spektrissä, ja vuonna 1814. ne löydettiin itsenäisesti ja kuvattiin yksityiskohtaisesti Joseph von Fraunhofer(1787-1826). Auringon spektristä tunnistettiin 754 linjaa.

• Värien jakautuminen spektrissä = O B A F G K M = Voit muistaa esimerkiksi tekstistä:

Yksi ajeltu englantilainen pureskeli taateleita kuin porkkanoita.

• 380 - 470 nm niillä on violetti ja sininen väri.
• 470 - 500 nm - sinivihreä.
• 500 - 560 nm - vihreä.
• 560 - 590 nm - kelta-oranssi.
• 590 - 760 nm - punainen.

• Superjättiläiset
• Jättiläiset
• Kääpiöt

– nämä ovat tähdet satoja kertaa suurempi kuin aurinkomme.

Tähti Betelgeuse (Orion) ylittää Auringon säteen 400 kertaa.

Sijaitsee Orionin tähdistössä,

ylittää Auringon säteen 400 kertaa.

– kymmenen kertaa suurempi kuin aurinko

Regulus (Leo), Aldebaran (Taurus) - 36 kertaa suurempi kuin aurinko.

– nämä ovat aurinkomme kokoisia tai sitä pienempiä tähtiä

• Leuthenin valkoinen kääpiö
• Star Wolf 457

• Muuttuvat tähdet muuttavat kirkkautta.
• On myös kaksoistähtiä - kaksi lähekkäin sijaitsevaa tähteä, joita yhdistää keskinäinen vetovoima.

• Tämä tähti sijaitsee Canis Majorin tähdistössä
• Siriusta voidaan tarkkailla miltä tahansa maapallon alueelta, lukuun ottamatta sen pohjoisimpia alueita.
• Sirius poistui 8,6 valovuoden päässä aurinkokunnasta ja on yksi meitä lähimmistä tähdistä.

Lähetä hyvä työsi tietokanta on yksinkertainen. Käytä alla olevaa lomaketta

Opiskelijat, jatko-opiskelijat, nuoret tutkijat, jotka käyttävät tietopohjaa opinnoissaan ja työssään, ovat sinulle erittäin kiitollisia.

Teoksesta ei ole vielä HTML-versiota.
Voit ladata teoksen arkiston klikkaamalla alla olevaa linkkiä.

Samanlaisia ​​asiakirjoja

Tähtien evoluution käsite. Ominaisuuksien muutos, sisäinen rakenne ja tähtien kemiallinen koostumus ajan myötä. Gravitaatioenergian vapautuminen. Tähtien muodostuminen, painovoiman puristumisen vaihe. Evoluutio perustuu ydinreaktioihin. Supernovaräjähdyksiä.

testi, lisätty 9.2.2009


Kaksoistähtien käsite ja tyypit, niiden massan mittaaminen Keplerin lakien avulla. Soihdun esiintyminen tähdistä ryntävien ainevirtojen kohtaamisen seurauksena. Gravitaatiovoimien vaikutus kaksoistähtiin, röntgenpulsareiden ominaispiirteet.

esitys, lisätty 21.3.2012


Mistä tähdet on tehty? Tähtien perusominaisuudet. Valovoima ja etäisyys tähtiin. Tähtien spektrit. Tähtien lämpötila ja massa. Mistä tähden lämpöenergia tulee? Tähtien evoluutio. Tähtien kemiallinen koostumus. Ennuste Auringon kehityksestä.

testi, lisätty 23.4.2007


Tähtien syntymä ja kehitys. Siniset superjättiläiset ovat megatähtiä, joiden massat ovat 140-280 auringon massaa. Punaiset ja ruskeat kääpiöt. Mustat aukot, syyt niiden esiintymiseen. Auringon elinkaari. Tähtien koon ja massan vaikutus niiden elinikään.

esitys, lisätty 18.4.2014


Tähtien spektriluokituksen perusteiden tutkimus. Säteilyenergian jakautumisen spektrin tutkimus taajuuden ja aallonpituuden mukaan. Säteilevän kohteen perusominaisuuksien määrittäminen. Lämpötila ja paine eri spektriluokkien tähtien pinnalla.

tiivistelmä, lisätty 1.2.2017


Tähtien syntymisen ja kehityksen päävaiheet, niiden rakenne ja elementit. Syitä ja hypoteeseja tähtien räjähdyksistä ja supernovan muodostumisesta. Tähden evoluution viimeisen vaiheen riippuvuusaste sen massasta, edellytykset "mustan aukon" -ilmiön esiintymiselle.

tiivistelmä, lisätty 21.12.2009


Tähtien energian lähteet. Gravitaatiopuristus ja lämpöydinfuusio. Tähtien evoluution varhaiset ja myöhäiset vaiheet. Tähtien poistuminen pääsarjasta. Gravitaatioromahdus ja tähtien evoluution myöhäiset vaiheet. Läheisten binäärijärjestelmien evoluution piirteet.

kurssityötä, lisätty 24.06.2008