Классы звезд G,K

Спектральные классы звезд G, K

Выполнил: Зырянов Роман

Солнце — центральная и единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,8 % от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле (фотоны необходимы для начальных стадий процесса фотосинтеза), определяет климат.

Солнце состоит из водорода (~73 % от массы и ~92 % от объёма), гелия (~25 % от массы и ~7 % от объёма) и следующих, входящих в его состав в малых концентрациях, элементов: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»). Температура поверхности Солнца достигает 6000 K, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок.

Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и обращается вокруг него, делая один оборот примерно за 225—250 миллионов лет. Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с — таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу за 8 земных суток. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» — области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» — зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа.

Масса Солнца = 1,9891×1030 кг
(332 946 масс Земли)

Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 миллиардов лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла. Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом сверхновой. Вместо этого, через 4—5 миллиардов лет оно превратится в звезду типа красный гигант – одну из звёзд поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками.

Ядро — самая горячая часть Солнца, температура в ядре составляет 15 000 000 К (для сравнения: температура поверхности равна 6 000 К). Плотность ядра — 150 000 кг/м³ (в 154 раза выше плотности воды на Земле)
В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4. Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.

Схематичное строение Солнца

Зона лучистого переноса — средняя зона Солнца. Располагается непосредственно над солнечным ядром. Плазма в зоне лучистого переноса сжата настолько плотно, что соседние частицы не могут поменяться местами, из-за чего перенос энергии путём перемешивания вещества очень затруднён. Дополнительные препятствия для перемешивания вещества создаёт низкая скорость убывания температуры по мере движения от нижних слоёв к верхним. Прямое излучение наружу также невозможно, поскольку вещество непрозрачно для излучения, возникающего в ходе реакции ядерного синтеза. Единственный способ, переноса энергии — это последовательное поглощение и излучение фотонов отдельными слоями частиц.

Жёлтым обозначена зона лучистого переноса

Зона конвекции — область Солнца, в которой перенос энергии из внутренних районов во внешние происходит главным образом путём активного перемешивания вещества — конвекции. Конвективная зона Солнца занимает примерно треть объёма.. Когда горячая плазма поднимается к верхней границе конвективной зоны, она охлаждается за счёт излучения энергии в фотосферу, остывает и погружается вглубь, где нагревается излучением лучистой зоны, после чего цикл повторяется. Поскольку зона ядерных реакций отделена от зоны перемешивания вещества зоной лучистого переноса, то гелий практически не выносится в поверхностные слои Солнца, а накапливается в его ядре.

Зона конвекции Солнца

Фотосфера (слой, излучающий свет) достигает толщины ~320 км и образует видимую поверхность Солнца. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до неё уже не доходит. Температура в фотосфере достигает в среднем 5800 К. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 плотности земного воздуха, а температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается до 4800 К. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т. д.

Фотосфера Солнца

Хромосфера — внешняя оболочка Солнца толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов.
Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров.

Хромосфера Солнца

Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Несмотря на её очень высокую температуру, от 600 000 до 5 000 000 градусов, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Поскольку температура короны велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 градусов, из которых в пространство выходят магнитные силовые Характеристики солнца: атмосфера
линии.

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года

Класс G.Капелла

Эта звезда входит в число
самых ярких
наблюдаемых звезд, где занимает
почетное шестое место, среди более
чем 20-ти небесных тел.
По своей яркости
Капелла превзошла
даже таких гигантов,
как Бетельгейзе,
Альдебаран и Фомальгаут.

Капелла ярче Солнца примерно в 77 раз. Масса каждой отдельно взятой звезды – Капелла Аа и Капелла Ab, равна 2,5 массам Солнца. Лучевая скорость звезды равна 30,2 километрам в секунду. Радиус Капеллы Аа равен 12,2, а Капеллы Ab – 9,2 радиуса Солнца. Температура – 4940 и 5700 градусов по Кельвину соответственно. Металличность звезды достигает всего лишь 40% от солнечной.

Звезда Капелла состоит из двух звезд-гигантов – Капелла Аа и Капелла Ab. Оба этих космических объекта имеют общий центр масс и вращаются с периодом в 104 земных дня. Расстояние между объектами – 110 млн. километров – это примерно две трети расстояния от Солнца к Земле.
Что касается звезды Капелла Аа, то она относится к классу красных гигантов, которая уже прошла свой эволюционный путь от звезды малой величины до звезды большого масштаба. В свою очередь, звезда Капелла Ab – это еще не проэволюционировавшая звезда. Она находится сейчас в так называемом периоде «пробела Герцшпруга», когда термоядерные процессы внутри нее уже закончились, но горение гелия еще не началось.


Класс К.

Звезда Арктур является ярчайшей звездой северного полушария, а в списке ярчайших звезд ночного неба она занимает почетное четвертое место.

Если сравнивать яркость свечения Арктура со свечением Солнца, то звезда Арктур будет ярче нашего светила в 110 раз. Если же сравнивать свечение Арктура и Солнца по болометрической шкале (во всем диапазоне волн с учетом инфракрасного излучения), то Арктур будет ярче Солнца примерно в 180 раз, и свечение его будет гораздо интенсивнее солнечного.
Чрезвычайная яркость Арктура является важным, но не главным достоинством этого небесного тела.

Арктур имеет небольшую массу, которая примерно равна массе нашего Солнца, однако его радиус превышает радиус Солнца примерно в 27 раз. Это говорит о чрезвычайной легкости данной звезды, вызванной низким процентом содержания в ней тяжелых металлов.
Среди наблюдаемых звезд ночного неба, Арктур имеет самую большую скорость собственного движения (122 км/с), уступая в этом плане, разве что, звезде Альфа Центавра.

Класс К. Альдебаран

Альдебаран одиночка
в масштабах Вселенной.
Ближайшие соседи,
не считая личного спутника,
находятся на приличном
расстоянии в 20 св. лет.
Вокруг Альдебарана вращается
небольшой компаньон — красный карлик.
Он очень тусклый, поэтому наблюдать его невозможно без специальной техники.

Альдебаран — нормальный гигант. Его позиция в спектральном классе К5 III. Светится оранжевым светом. Диаметр гиганта 61 миллион км.
Учёные считают, что он сжёг весь водород на своей поверхности и начал уничтожать гелий. Такие выводы позволяет сделать наблюдение за звездой. Она сильно увеличилась в размерах. Её температура повысилась за счёт давления гравитационных сил.
Расстояние до Земли 65 световых лет. Мощнее Солнца в 150 раз и больше по размерам в 44. По интенсивности блеска занимает четырнадцатую позицию.

Краткие характеристики

Coзвeздиe: Teлeц.
Cпeктpaльный клacc: K5 III.
Koopдинaты: 04ч З5м 55.2З9c (пpямoe вocxoждeниe), + 16° З0' ЗЗ.49" (cклoнeниe).
Удaлeннocть: 65.1 cвeтoвыx лeт.
Bидимaя вeличинa (V): 0.75-0.95.
Явнaя вeличинa (J): -2.10.
Aбcoлютнaя вeличинa: -0.6З.
Tип пepeмeннoй: LB.
Maccивнocть: 1.7 coлнeчныx.
Paдиуc: 44.2 coлнeчныx.
Cвeтимocть: 518 coлнeчныx.
Teмпepaтуpнaя oтмeткa: З910 K.
Bpaщeниe: 64З днeй.