Презентация по астрономии на тему: "Характеристики звезд".

Звёзды - основные жители нашей Галактики . В ней насчитывается около 200 миллиардов звёзд. С помощью даже самых больших телескопов удаётся рассмотреть лишь полпроцента от общего количества звёзд Галактики.
В звёздах сосредоточено более 95 % всего вещества, наблюдаемого в природе. 

Что такое звезды? Поверхностный взгляд найдет сходство между звездами и планетами. Ведь и планеты при наблюдении простым глазом видны как светящиеся точки различной яркости.
Однако уже за несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба приходили к убеждению, что звезды и планеты – различные по своей природе явления. Планеты, так же как Луна и Солнце, изменяют свое положение на небе, перемещаются из одного созвездия в другое и за год успевают пройти значительный путь, а звезды неподвижны одна относительно другой.

Звезды не могут принадлежать к Солнечной системе. Если бы они были примерно на таком же расстоянии, как и планеты, то невозможно было бы найти объяснение их видимой неподвижности. Естественно считать, что звезды тоже движутся в пространстве, но они далеки от нас, что видимое перемещение их ничтожно.
Создается иллюзия неподвижности звезд. Но если звезды так далеки, то при видимой яркости, сравнимой с видимой яркостью планет, они должны изучать во много раз мощнее, чем планеты.

Такой ход рассуждений приводил к мысли, что звезды – это тела, по своей природе сходные с Солнцем. Эту мысль отстаивал Джордано Бруно. Но окончательно вопрос разрешился после двух открытий.
Первое сделал Галлей в 1718 г. Он сравнил наблюдаемые им положение ярких звезд с положением этих же звезд, определяемыми древнегреческими астрономами. Оказалось, что за прошедшие 2000 лет Сириус сместился приблизительно на полградуса, а Арктур – на целый градус.

Хотя древнегреческие астрономы определяли положение звезд не очень точно, смещения оказались слишком большими, чтобы их можно было отнести за счет ошибок наблюдателей, и Галлей пришел к выводу, что он обнаружил действительные перемещения звезд на небесной сфере.
Естественнее было считать, что перемещения в течение 2 тысяч лет происходили равномерно, тогда получается, что за 1 год Сириус смещается приблизительно на 1 секунду дуги, а Арктур приблизительно на 2 секунды дуги. Это очень медленное перемещение и неудивительно, что его трудно было обнаружить.

Таким образом, Солнце – одна из звезд. Это очень близкая к нам звезда, с которой Земля физически связана, вокруг которой она движется. Но звезд огромное множество, они имеют различный блеск, различный цвет, они излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому, теряя эту энергию, не могут не изменяться: они должны проходить какой-то путь эволюции.

Звезды – это огромные раскаленные солнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя, они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым.

Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа или плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции.

В ночном небе невооруженным глазом можно видеть около 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. «Поштучно» сосчитаны и занесены в астрономические каталоги около миллиона относительно ярких звезд. А всего нашему наблюдению доступно около двух миллиардов звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 1022.

1) Главное отличие планеты от звезды в том, что она отражает свет, в то время как звезды способны его излучать. Кроме этого, имеются и другие существенные отличия. Звезда обладает более значительной массой и температурой, чем планеты. Температура на поверхности звезды может достигать 40 000 градусов. Как правило, по причине большой разницы в массе, планеты движутся вокруг звезд.
2) Планета не может стать звездой ввиду разного химического состава. Звезда содержит, преимущественно, легкие элементы. В то время как планета имеет, в том числе и твердые.
3) На абсолютно всех звездах протекают различные ядерные и термоядерные реакции, которых на планетах никогда не наблюдалось. В порядке исключения, что-то подобное происходит на ядерных планетах, но проявления эти гораздо слабее.

Звезды почти целиком состоят из водорода (70-80%) и гелия (20-30%); доля всех остальных химических элементов составляет от 0,1% до 4%.
В недрах звезд происходят термоядерные реакции.
Существование звезд обусловлено равновесием сил тяготения и лучевого (газового) давления.
Законы физики позволяют рассчитывать все основные физические характеристики звезд на основе результатов астрономических наблюдений.
Основным, наиболее продуктивным методом исследования звезд является спектральный анализ их излучения.

Светимость.
Мы уже с вами как-то говорили о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов по шкале Кельвина.

Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело, например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура нити накаливания, тем более белый свет она излучает.

Аналогично и с излучением звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).

И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе (альфа Ориона).

Однако наиболее полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Важнейшие различия спектров звёзд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий (в особенности линий поглощения), а также в распределении энергии в непрерывном спектре.

В 1893 году немецкий учёный Вильгельм Вин установил, что длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. При этом по мере роста температуры положение максимума смещается в коротковолновую область спектра. Длина волны, которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой соотношением, которое называют законом смещения Ви́на:

Изучение различных типов звёзд показало, что температура большинства из них заключена в пределах от 2000 до 60 000 К кельвинов. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах.
С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.

По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.

Современная спектральная классификация звёзд была создана в двадцатые (20-е) годы двадцатого (ХХ) века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры:

Для запоминания этой последовательности астрономами было придумано мнемоническое правило. В оригинале оно звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.
В русском эквиваленте вариант такой:  Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов. Итак, звёзды, принадлежащие классу О, являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Типичным представителем данного класса является Хека — Лямбда Ориона.

К классу В относятся звёзды, температура которых колеблется в пределах 10—30 тыс. К. Они имеют голубовато-белый цвет. А типичным представителем класса является звезда Спика, находящаяся в созвездии Девы.

Звёзды белого цвета, с температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Классу F принадлежат звёзды, температура которых лежит в диапазоне 6000—7500 К. Они имеют жёлто-белый цвет. Типичным представителем данного класса является Канопус в созвездии Киля.

Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000—6000К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше Солнце.

Звёзды, принадлежащие классу К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности заключена в пределах 3500—5000 К. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопаса и Альдебаран в Тельце.

И, наконец, класс М. К нему относятся холодные звёзды с минимальной температурой равной 2000—3500 К. Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый.
К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона.

Классы обозначены буквами, подклассы – цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс.
В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит так: О, B, A, F, G, K, M.

По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась.

Кроме данных основных классов, выделяют и дополнительные классы (см. рис.).

Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р. А буквой W или WR стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.

В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y.

Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года.
К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой 300—500 К.

Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5.
Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна. Цвета звезд различных классов различны и определяются спектром звезды (см. рис.): О и В – голубоватые звезды, А – белые, F и G – желтые, К – оранжевые, М – красные.

Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения.
Но среди звезд одного класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд.

Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов.
Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё Йеркская классификация, которая учитывает светимость звёзд. Иначе её называют МКК — по первым буквам фамилий учёных: Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман.

Он обозначается римскими цифрами от I до VII и цифрой 0. 0 – гипергиганты, I – сверхгиганты, II-III – гиганты, IV – субгиганты, V – карлики, VI – субкарлики, VII – белые карлики (число классов все увеличивается).

В заключение отметим, что ещё в начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд.
Они задались вопросом: «Что будет, если выстроить звёзды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от их светимости (или абсолютной звёздной величины), а по вертикальной — от температуры (спектрального класса)?»

Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющую многие загадки. Так и случилось. Если светимость звезды будет расти по Y снизу вверх, а температура по оси Х — справа налево, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности.

Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется так называемая Главная последовательность — ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во Вселенной(обычные звезды). Здесь же располагается и наше Солнце.
В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно низкая — на это указывает их красный цвет. Они образуют последовательность красных гигантов.
В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.
Под главной последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца.

Полученная диаграмма называется диаграммой «спектр — светимость» или диаграммой Герцшпрунга — Рассела.
Мой вам совет: держите в голове эту диаграмму. Она не сложная для понимания, но имеет огромное значение в эволюции звёзд.

Описание звезд по рядам(можно презентацию):
Звёзды спектрального класса О.
Звёзды спектрального класса В.
Звёзды спектрального класса А.
Звёзды спектрального класса F.
Звёзды спектрального класса G.
Звёзды спектрального класса K.
Звёзды спектрального класса M.
Звёзды спектрального класса T.

По плану:
Цвет звезд
Температура,К.
Особенности спектра.
Типичная звезда(один представитель)
Интересные факты об этой звезде.