Ѕаза знаний студента. –еферат, курсова€, контрольна€, диплом на заказ

курсовые,контрольные,дипломы,рефераты

»змерение количественных и качественных характеристик звезд — јстрономи€

ѕосмотреть видео по теме –еферата

»«ћ≈–≈Ќ»≈

 ќЋ»„≈—“¬≈ЌЌџ’

»

 ј„≈—“¬≈ЌЌџ’

’ј–ј “≈–»—“»  «¬≈«ƒ

†††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††

јвтор: ѕовал€ев »ван

††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††† † 11 класс Ђаї, школа є† 865

1.          

1.1.      

Ќевооруженным глазом на небе можно наблюдать около† 6000 звезд до 6-ой звездной величины; с помощью телескопов около 2 миллиардов до 21-ой звездной величины.

“аблица †SEQ “аблица * ARABIC 1: „исло €рче данной звездной величины

ѕредельна€ звездна€ величина

число звезд

ѕредельна€ звездна€ величина

число звезд

6,0

4 850

13,0

5 700 000

7,0

14 300

15,0

32 000 000

8,0

41 000

17,0

150 000 000

9,0

117 000

19,0

560 000 000

10,0

324 000

21,0

2 000 000 000

11,0

870 000

ЧЧЧЧЧ

ЧЧЧЧЧЧ

√рафик †SEQ √рафик * ARABIC 1: „исло звезд данной звездной величины

Ќаибольшее количество обнаруженных звезд приходитс€ на 15-17 звездную величину (см. график).  ак было подсчитано вблизи нас на одну звезду приходитс€ в среднем объем около 357 кубических световых лет и среднее рассто€ние между звездами составл€ет пор€дка 9,5 световых лет. Ѕольшинство звезд составл€ют карлики 14-15 абсолютной звездной величины и со светимостью 0,01 светимости —олнца.

ќптический телескоп был первым из по€вившихс€ приборов дл€ наблюдени€ за звездами (изобретен примерно в 17 веке √алилеем) существует 3 типа оптических телескопов: рефракторы (линзовые), рефлекторы (зеркальные) и комбинированные зеркально-линзовые системы. ¬ насто€щее врем€ глазами в телескоп естественно никто не смотрит, а используют фотопластинки, которые в дальнейшем исследуют с помощью различных приспособлений.

1.2.      

“акже в астрономии используютс€ приборы, позвол€ющие разложить свет на спектр (спектрограф), измерить €ркость звезды (фотометры) и† измерить тепло, приход€щее от† звезды (термоэлементы). —оздание таких приборов требует большой точности, котора€ стала возможна только при современном уровне развити€ науки.

≈стественно, что в наблюдении с помощью любых приборов очень большое вли€ние могут оказать помехи, создаваемые «емлей: ее атмосферой, магнитным полем, шумами, вызванными человеческой де€тельностью. ѕоэтому обсерватории и станции наблюдени€ располагают в горах, далеко от больших городов, а с развитием космонавтики вывод€т на околоземную орбиту, что довольно дорого, но позвол€ет почти полностью исключить воздействие атмосферы на показани€ приборов.

2.          

2.1.      

—овременна€ наука выдел€ет 3 вида спектров: сплошной (непрерывный) спектр, линейчатый спектр (спектр излучени€ или поглощени€) и полосатый спектр. »зуча€ спектры звезд можно вы€снить химический состав короны звезды (и следовательно, ее температуру), а также скорость движени€ звезды относительно солнечной системы и скорость вращени€ ее вокруг своей оси. —огласно спектрам звезды дел€тс€ на спектральные классы.

“аблица †SEQ “аблица * ARABIC 2: —пектральные классы звезд.

—пектральный класс

÷вет

“емпература короны в K

¬ещества, линии которых в данном классе достигают своей наибольшей интенсивности

“ипичные €ркие звезды

ќ5

√олубоватый

30 000

»онизированный гелий

ЧЧЧЧЧЧ

¬0

Ѕелый

20 000

√елий

b ё.  реста

ј0

Ѕелый

10 000

¬одород

—ириус, ¬ега

F0

∆елтоватый

8 000

»онизированные металлы

 анопус

G0

∆елтый

6 000

Ќейтральные металлы

—олнце

 0

ќранжевый

4 500

ѕрисутствуют слабые полосы окиси титана

јрктур

ћ0

 расный

3 000

—ильные полосы окиси титана главенствуют

јнтарес

2.2.      

’имический состав €дра звезды с помощью спектрального анализа определить невозможно; можно только предполагать, исход€ из теоретических расчетов. ’имический состав атмосфер звезд и —олнца в основном почти одинаков и близок к химическому составу земной коры, за исключением того, что на «емле нет заметных количеств водорода и гели€ (см. таблицу).

“аблица †SEQ “аблица * ARABIC 3: сравнительное изобилие х. э. в атмосферах звезд, земной коре и каменных метеоритах.

Ёлемент

«везды

—олнце

«емна€ кора

 аменные метеориты

¬одород

11,4

11,5

8,3

6,9

√елий

10,2

10,2

0

0

”глерод

6,4

7,4

6,3

6,1

 ислород

8,0

9,0

8,5

8,4

Ќатрий

7,1

7,2

7,3

6,4

ћагний

7,5

7,8

7,2

7,7

јлюминий

6,9

6,4

7,8

6,8

 ремний

7,5

7,3

8,2

7,8

∆елезо

6,7

7,2

7,2

7,6

Ïðèìå÷àíèå: â òàáëèöå äàí lg. среднего числа атомов в столбе атмосферы сечением 1 см2 дл€ звезд и солнца по сравнению с такими же, но относительными данными дл€ «емли и метеоритов.

¬ химическом составе некоторых звезд возможны некоторые отклонени€ от средней нормы. “ак, есть звезды, несколько более богатые неоном или стронцием, в некоторых холодных звездах встречаетс€ аномально много изотопа углерода 13.

–исунок †SEQ –исунок * ARABIC 1: определение рассто€ни€ методом параллакса.

3.          

3.1.      

ћетод параллакса €вл€етс€ на данный момент наиболее точным способом определени€ рассто€ний до звезд, однако он не применим к звездам, отсто€щим от нас на рассто€ние больше, чем 300 пс. ћетод параллакса заключаетс€ в измерении с высокой точностью углов a и b и на основе их, а также зна€ смещение «емли за полгода (2 а.е.) возможно определить рассто€ние из тригонометрии.

3.2.      

≈сли знать светимость звезды и ее видимый блеск, то рассто€ние до нее находитс€ по формуле lg.(D)=(m-M+7,5)/5, где D - рассто€ние в световых го дах, M - абсолютна€ звездна€ величина (видимый блеск звезды, если бы она находилась на рассто€нии 10 пс), m - видима€ звездна€ величина.  ак вы€снили ученые, спектры звезд €вл€ютс€ хорошими указател€ми светимости, а следовательно, и рассто€ни€ до них.

√рафик †SEQ √рафик * ARABIC 2: диаграмма спектр-светимость (√ерцшпрунга - –ессела)

«на€ рассто€ни€ до некоторого числа звезд, вычисленные методом параллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектром тех же звезд, (см. диаграмму спектр-светимость). »з диаграммы видно, что каждому определенному подклассу звезд (например A1) соответствует определенна€ светимость, таким образом, достаточно точно определить спектральный класс и можно вы€снить ее светимость, а следовательно, и рассто€ние. »ногда определенному классу соответствует друга€ светимость, но в этом случае и спектр у них несколько другой. —пектры карликов и гигантов различаютс€ интенсивностью определенных линий или их пар, причем это отличие можно вы€снить, исследу€ близко наход€щиес€ звезды. Ёто отличие св€зано с тем, что атмосферы гигантов обширнее и разреженнее. “очность определени€ рассто€ни€ таким способом составл€ет ~20%.

3.3.      

 освенным показателем рассто€ни€ до звезд €вл€ютс€ их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещаетс€ она по небесной сфере. ќпределить таким способом рассто€ние, конечно нельз€, но этот способ дает возможность УвылавливатьФ близкие звезды.

“акже существует другой метод определени€ рассто€ний по скорост€м, применимый дл€ звездных скоплений. ќн основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению движутс€ в одном и том напрвлении по параллельным траектори€м. »змерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта ƒоплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаютс€ относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить рассто€ние до интересующего нас скоплени€.

–ассто€ни€ до галактик приблизительно можно определить по рассто€нию до наход€щихс€ в этих галактиках цефеид.

3.4.       †÷ефеиды.

ѕериодические изменени€ блеска характерны не только дл€ двойных звезд, но и дл€ переменных звезд Ч так называемых УцефеидФ. ѕервой из обнаруженных цефеид была d цефе€, котора€ мен€ла свой блеск с амплитудой 1, температуру (на 800K) ,размер и спектральный класс. ÷ефеиды Ч это неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют в результате нарушени€ равновеси€ между силой т€жести и внутренним давлением, причем крива€ изменени€ их параметров напоминает гармонический закон. — течением времени колебани€ ослабевают и затухают; к насто€щему моменту было обнаружено постепенное прекращение переменности у звезды RU ∆ирафа, обнаруженной в 1899 году.   1966 году ее переменность полностью прекратилась. ѕериоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. ¬се цефеиды Ч гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит от периода по формуле M=-0,35-2,08lg(T). “ак как, в отличие от диаграммы спектр - светимость, зависимость четка€, то и рассто€ни€ можно определ€ть более точно: зна€ из наблюдений период (T), можно найди абсолютную звездную величину (M), а зна€ абсолютную звездную величину и найд€ из наблюдений относительную (m) можно найти рассто€ние. “акой метод нахождени€ рассто€ний примен€етс€ не только дл€ определени€ рассто€ни€ до самих цефеид, но и дл€ определени€ рассто€ний до далеких галактик, в составе которых удалось обнаружить цефеиды (это сделать не очень трудно, так как цефеиды обладают достаточно большой светимостью).

—уществуют также другие типы переменных звезд, которые не €вл€ютс€ цефеидами. ќбнаружены, например, переменные звезды, у которых период около 1 года, существуют также вообще неправильные звезды, в периодах которых не удалось вы€снить никакой закономерности. ¬ 70-ых годах внимание астрономов привлекли красные карлики, блеск которых неожиданно возрастает в несколько сотен раз в течение нескольких минут, причем эти вспышки происход€т не только в оптическом диапазоне. “акие звезды назвали вспыхивающими.

4.          

—уществую две величины, характеризующие звезду с точки зрени€ светимости: это абсолютна€ звездна€ величина (видимый блеск звезды, если бы она находилась на рассто€нии 10 пс) и светимость (количество энергии, испускаемое звездой за 1 с), и одна величина, характеризующа€ звезду с точки зрени€ того, насколько хорошо мы ее видим: видима€ звездна€ величина. ≈стественно, что видима€ звездна€ величина зависит не только от светимости, но и от рассто€ни€ до† звезды.

“аблица †SEQ “аблица * ARABIC 4: дес€ть самых €рких звезд и —олнце.

Ќазвание

видима€ звездна€ величина (m)

—пектральный класс

јбсолютна€ звездна€ величина (M)

—ветимость

–ассто€ние в св. √одах

—ириус

-1,6

A0

1,3

23

8,7

 анопус

-0,9

F0

-4,6

5200

~180

a ÷ентавра

0,3

G0

4,7

1,0

4,29

¬ега

0,1

A0

0,5

48

26,5

 апелла

0,2

G0

-0,5

120

45

јрктур

0,2

K0

0,0

76

36

–игель

0,3

B8

-6,2

~23000

~650

ѕроцион

0,5

F5

2,8

5,8

11,3

јхернар

0,6

B5

-2,6

~800

~140

b ÷ентавра

0,9

B1

-3,1

~1300

~200

Cолнце

-26,72

G4

4,8

1

8 сек.

“аблица †SEQ “аблица * ARABIC 5: дес€ть самых близких звезд и —олнце.

Ќазвание

¬идима€ звездна€ величина

спектральный класс

јбсолютна€ звездна€ величина

—ветимость

–асст. в световых годах

a ÷ентавра A

0,3

G0

4,7

1,0

4,3

a ÷ентавра B

1,7

K5

6,1

0,28

4,3

a ÷ентавра C

11

M5e

15,4

5,2*10-5

4,3

«везда Ѕарнарда

9,5

M5

13,2

4,0*10-4

6,0

¬ольф† 359

13,5

M6e

16,6

1,7*10-5

7,7

Ћюйтен- 726-8 A

12,5

M6e

16,6

4*10-4

7,9

Ћюйтен- 726-8 B

13,0

M6e

15,6

3*10-4

7,9

Ћаланд 21185

7,5

M2

10,5

4,8*10-3

8,2

—ириус A

-1,6

A0

1,3

23

8,7

—ириус B

7,1

Ѕ.  арлик

10,0

8*10-3

8,7

Cолнце

-26,72

G4

4,8

1

8 сек.

»з этих двух таблиц хорошо видно, что видима€ звездна€ величина не зависит ни от рассто€ни€ ни от светимости по отдельности, а только от их совокупности.

5.          

—пособы определени€ температуры поверхности звезд весьма разнообразны и они провер€ют друг друга, температура €дра звезды находитс€ только исход€ из сложных теоретических расчетов, и достигает нескольких миллионов градусов. –езультаты применени€ разных способов† хорошо сход€тс€ друг с другом (см. “емпературы в табл. «вездных спектров). “емпературы звезд можно измер€ть, улавлива€ получаемое от них тепло (и зна€ рассто€ние) с помощью термоэлементов; вычисл€ть их по размеру и светимости звезд; вычисл€ть по спектру, который дает информацию о химическом составе и степени ионизации газов (каждый газ имеет свою температуру ионизации, получаемую экспериментально).

6.          

6.1.      

ƒл€ большинства звезд никакого перемещени€ заметить не удаетс€, потому что они слишком далеки от нас, а наблюдени€, хоть и проводились несколько тыс€челетий назад (≈гипет, –им, √реци€,  итай...), но были недостаточно точны и почти не сохранились до наших дней.

–исунок †SEQ –исунок * ARABIC 2: Ќаблюдаема€ и ненаблюдаема€ скорость звезды.

†ƒл€ определени€ скорости звезд в наше врем€ используютс€ фотографии неба, которые очень удобно сравнивать друг с другом. “акже наблюдаема€ скорость звезд зависит от направлени€ реальной скорости (см. рисунок).

ƒл€ определени€ не наблюдаемой скорости используетс€ метод спектрального анализа. ≈сли источник колебаний (в данном случае световых) движетс€ относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаютс€ нами, мен€етс€ - при† сближении укорачиваетс€ (смещаетс€ к фиолетовому концу спектра), при удалении увеличиваетс€ (смещаетс€ к красному концу спектра), то же самое относитс€ и к приближающемус€ или удал€ющему краю звезды. Ќевооруженным глазом это смещение почти незаметно, однако линии в спектре смещаютс€ по формуле u=c (Dl/l) †,где u - скорость источника, c - скорость света, Dl- изменение частоты, l - нормальна€ длина волны (закон ƒоплера). —оедин€€ полученные значени€ дл€ наблюдаемой и не наблюдаемой скоростей можно сделать вывод не только о скорости, но и о направлении движени€ звезды.   насто€щему времени определены наблюдаемые скорости дл€ 100000 звезд и ненаблюдаемые дл€ 7000. Ёто св€зано с тем, что при определении наблюдаемых скоростей большую роль играет рассто€ние и сама скорость, а дл€ расчета ненаблюдаемых Ч видима€ звездна€ величина, которой определ€етс€ возможность получить достаточно четкий спектр.

7.          

ќчевидно, что методы определени€ размеров планет к звездам не подход€т, в св€зи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые мощные телескопы. Ќо удалось визуально измерить диаметр дл€ небольшого количества звезд. ¬первые это было сделано в 1920 году дл€ звезды Ѕетельгейзе в созвездии ќриона.

ќднако существуют косвенные методы определени€ размеров звезд по их светимости. ѕоскольку звезду можно представить как абсолютно черное тело, то закон излучени€ ей энергии в разных част€х спектра известен. ≈сли знать температуру (п.4) звезды и ее светимость (п.3), то можно вычислить полную энергию, испускаемую звездой. ќдновременно дл€ нее, как дл€ абсолютно черного тела можно вычислить полную энергию, испускаемую с единицы поверхности (по закону —тефана - Ѕольцмана E~T4). “аким образом, зна€ одновременно и удельную и полную энергию можно вычислить площадь поверхности звезду, а из нее, учитыва€, что звезда Ч это шар и ее диаметр.

–азмеры звезд существенно различаютс€ между собой между собой: существуют карлики (они, как правило, белые и гор€чие), гиганты (красные и холодные) и обычные звезды, которых большинство.

7.1.      

Ѕелые карлики Ч предположительно результат эволюции звезд типа —олнца имеют массу примерно равную массе —олнца и не превышающую 1,2 массы —олнца, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в 1 млн. раз больше солнечной. ¬ещество белых карликов находитс€ в состо€нии вырожденного газа, при котором давление внутри звезды не зависит от температуры, а зависит только от плотности (поэтому на диаграмме спектр - светимость невозможно определить светимость Ѕ  по их температуре); но зато их масса зависит от радиуса (масса обратно пропорциональна радиусу).  лассическим примеров белого карлика €вл€етс€ —ириус B.

7.2.      

Ќормальные звезды составл€ют большинство звезд нашей галактики, в том числе и —олнце

7.3.      

 расные гиганты Ч это предположительно промежуточна€ ступень эволюции межу нормальными звездами и белыми карликами. »х масса составл€ет примерно 10-100 масс —олнца (если они результат эволюции, то остаетс€ загадкой, откуда они берут недостающую массу), радиус 30-300 радиусов —олнца. ѕредположительно €дром  √ €вл€етс€ Ѕ , который занимает примерно 1% от его размеров и 25% от его массы.

8.          

—овременные методы наблюдени€ за звездами позвол€ют точно определить массы только двойных звезд.

8.1.      

–исунок †SEQ –исунок * ARABIC 3: ќрбита звезды альфа ÷ентавра.

ƒвойные звезды Ч это две (иногда встречаетс€ три и более) звезды, обращающиес€ вокруг общего центра т€жести (см. –исунок). —уществуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правили это красный гигант и белый карлик). Ќо, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаютс€ изучению: дл€ них, в отличие от обычных звезд, анализиру€ их взаимодействие можно вы€снить почти все параметры, включаю массу, форму орбит и даже примерно вы€снить† характеристики близкорасположенных к ним звезд.  ак правило, эти звезды имеют несколько выт€нутую форму вследствие взаимного прит€жени€. ћного таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном —. Ќ. Ѕлажко.

8.2.      

 ак правило, двойные звезды на небе обнаруживаютс€ визуально (перва€ и них была открыта еще† древними арабами) по изменению видимого блеска (тут опасно перепутать их с цефеидами) (см. –исунок) и близкому нахождению друг к другу, хот€ иногда бывает, что две звезды случайно видны р€дом, а на самом деле наход€тс€ на значительном рассто€нии и не имеют общего центра т€жести (т.н. оптически двойные звезды), однако это встречаетс€

√рафик †SEQ √рафик * ARABIC 3: крива€ изменени€ блеска јлгол€.

довольно редко.

“акже, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойна€ по траектории: траектори€ видимой звезды будет не пр€ма€, а извилиста€; причем по характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как, например, это было в случае с —ириусом.

8.3.       †»змерение параметров двойных звезд.

≈сли предположить, что закон всемирного т€готени€ посто€нен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исход€ из законов  еплера. ѕо III закону  еплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца + m«емли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 - массы звезд, P - их период обращени€, T - один год, A - больша€ полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a - рассто€ние от «емли до —олнца. »з этого уравнени€ можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. ћассу каждой из звезд по отдельности можно найти, зна€ рассто€ни€ каждой из звезд от их общего центра масс (x1,x2). “огда x1/ x2= m2/ m1.»сследу€ массы различных звезд, было вы€снено, что их разброс не очень велик: от 40 масс —олнца до 1/4 массы —олнца.

ќстальные параметры двойных звезд (температура, €ркость, светимость...) исследуютс€ так же, как и у обычных.

8.4.      

8.4.1.   a ÷ентавра.

a ÷ентавра состоит из двух звезд Ч a ÷ентавра ј и† a ÷ентавра ¬.

a ÷ентавра ј имеет параметры, почти аналогичные параметрам —олнца: —пектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. a ÷ентавра ¬ имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень выт€нутости эллипса, равна€ отношению рассто€ни€ от фокуса до центра к длине большое полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0)

- 0,51. ѕериод обращени€ - 78,8 года, больша€ полуось - 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрени€ под углом 11, центр т€жести системы приближаетс€ к нам со скоростью 22 км/c , поперечна€ скорость 23 км/c, т.е. обща€ скорость направлена к нам под углом 45o и составл€ет 31 км/c.

8.4.2.  

—ириус, как и a ÷ентавра тоже состоит из двух звезд Ч ј и ¬, однако в отличие от нее обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). ћасса —ириуса ј - 2,5Mсолнца, —ириуса ¬ - 0,96Mсолнца. ќднако при исследовании —ириуса, даже зна€ о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тыс€ч раз больше, чем у —ириуса ј, а следовательно, размер и светимость ~ в 10 тыс€ч раз меньше. Ёто св€зано с тем, что атомы —ириуса B наход€тс€ в полностью ионизированном состо€нии, а свет, как известно, излучаетс€ только при переходе электрона с орбиты на орбиту.

9.          

9.1.      

¬первые получить довольно точные размеры нашей планеты удалось древнегреческому математику и астроному Ёратосфену в I веке до нашей эры (точность около 1,3%). Ёратосфен обнаружил, что в полдень самого длинного дн€ лета, когда —олнце в небе города јсуана находитс€ в наивысшем положении и его лучи падают вертикально, в јлександрии в это же врем€ зенитное рассто€ние —олнца составл€ет 1/50 часть окружности (те 7о 12!). «на€ рассто€ние от јсуана до јлександрии, он смог вычислить радиус «емли, который по его подсчетам составил 6290 км..

Ќе менее существенный вклад в астрономию внес мусульманский астроном и математик Ѕируни, живший в X-XI веке н. э.. Ќесмотр€ на то, что он пользовалс€ геоцентрической системой, ему удалось довольно точно определить размеры «емли и наклон экватора к эклиптике. –азмеры планет им хоть и были определены, но с большой ошибкой; единственный размер, определенный им относительно точно Ч размер Ћуны.

¬ XV веке  оперник выдвинул гелиоцентрическую теорию о строении мира. “еори€, как известно, довольно длительное врем€ не имела развити€, так как была преследуема церковью. ќкончательно система была уточнена ».  еплером в конце XVI века. “ак же  еплер открыл законы движени€ планет и рассчитал эксцентриситеты их орбит,† теоретически создал модель телескопа. √алилей, живший несколько позднее†  еплера, сконструировал телескоп с увеличением в 34,6 раз, что позволило ему оценить даже высоту гор на Ћуне, также он обнаружил характерное различие при наблюдении в телескоп звезд и планет: четкость вида и формы у планет была значительно больше, а также обнаружил несколько новых звезд.

Ќа прот€жении почти 2000 лет астрономы считали, что рассто€ние от «емли до —олнца равно 1200 рассто€ни€м «емли, т.е. допуска€ ошибку примерно в 20 раз! ¬первые эти данные были уточнены только в конце XXVII века как 140 млн. км, т.е. с ошибкой на 6,3% астрономами  ассини и –ише. ќни же определили скорость света как 215 км/c, что было существенным прорывом в астрономии, так как раньше считали, что скорость света бесконечна. ѕримерно в это же врем€ Ќьютоном был открыт закон всемирного т€готени€ и разложени€ света на спектр, что положило начало спектральному анализу через несколько веков.

¬ конце XVIII - начале XIX века был открыт метод спектрально анализа, с помощью которого было обнаружено присутствие на —олнце нескольких химических элементов, включа€ неизвестный ранее гелий.

–ассто€ни€ до других планет солнечной системы в насто€щее врем€ определ€ютс€ с помощью III закона  еплера: (Tа/Tb)2=(Ra/Rb)3 ,где Tа и Tb† Ч периоды обращени€ планет, а Ra и Rb† Ч радиусы их орбит. ѕериоды обращени€ планет могут быть измерены непосредственно (дл€ «емли Ч 365,26 суток, дл€ ¬енеры Ч 224,70 суток...). “аким образом, зна€ радиус орбиты «емли можно найти радиус орбиты любой другой планеты солнечной системы. ћассу других планет —олнечной системы и —олнца также определ€ют с помощью законов  еплера. (Rпл)3=G (Mпл+M)*(Tпл)2

Ѕлагодар€ научно-технической революции в наше врем€ стало возможным исследование различных космических объектов, включа€ звезды с огромной точностью, что позволило вы€снить строение не только солнечной системы, но и всей галактики, а также других галактик.

9.2.      

—олнце ближе к нам, чем другие звезды, поэтому его можно изучить особенно подробно, и сравнивать характеристики других звезд уже с характеристиками —олнца дл€ большей нагл€дности. ≈ще √алилей в 17 веке проводил наблюдени€ за —олнцем, обнаружив на нем п€тна, и по их вращению сделал вывод о вращении —олнца вокруг своей оси. Ќапример, полное излучение —олнца составл€ет ~3.79*1026 ¬атт, диаметр —олнца ~1,4*109 м., что ~в 109 раз больше диаметра «емли, масса —олнца ~2*1030 кг., температура фотосферы ~6000K, рассто€ние до —олнца ~1,49*1011 м. (что прин€то за единицу измерени€ рассто€ний в —олнечной системе- 1 астрономическую единицу). Ќаиболее удобно изучать химический состав короны —олнца во врем€ солнечных затмений, при которых она видна наиболее отчетливо, однако затмение €вление достаточно редкое и в 1930 г Ћио изобрел коронограф- прибор, позвол€ющий наблюдать корону и протуберанцы в любое врем€. ¬ процессе исследовани€ спектра —олнца были открыты три новых элемента - гелий, короний и† небулий. ƒва последних в последствии оказались сильно ионизированными атомами кислорода и железа.

“аблица †SEQ “аблица * ARABIC 6: ’имический состав —олнца.

Ёлемент

содержание в короне по объему (%)

по числу атомов (%)

водород

81,760

90,7

 

гелий

18,170

9,1

 

кислород

0,03

0,09

 

магний

0,02

Ч

 

азот

0,01

0,01

 

кремний

0,006

Ч

 

углерод

0,003

0,05

 

железо

0,0008

0,007

 

кальций

0,0003

меньше 0,01

 

неон

Ч

0,01

 

Ќедра —олнца, согласно теоретическим расчетам должны быть беднее водородом. —олнце представл€ет собой желтый карлик класса G4, наход€щийс€ в главной последовательности. Ќаблюдени€ за —олнцем провод€тс€ как в обычные оптические телескопы с затененными стеклами, так и в неоптические телескопы, что позвол€ет получить информацию о строении поверхности —олнца более подробно. Ќапример, с помощью исследовани€ и анализа гамма излучени€ от —олнца в момент вспышки удалось обнаружить дейтерий и тритий, что €вл€етс€ косвенным доказательством теоретических выкладок о термо€дерных реакци€х на —олнце. Ѕлагодар€ наблюдени€м за —олнцем создана теори€ эволюции звезд, сделаны важные открыти€ в области астрофизики, физики термо€дерных реакций, химии и многих других област€х.

9.3.      

ƒл€ точного определени€ истинных скоростей звезд естественно необходимо внести коррективу на скорость самой солнечной системы. ѕредположив, что движение звезд беспор€дочно, на небе беретс€ участок с большим числом звезд и измер€етс€ средн€€ скорость движени€ в них. “аким образом, хаотичные движени€ взаимно исключаютс€ и остаетс€ только то движение, которое €вл€етс€ дл€ них общим. “акже с помощью† спектрального анализа можно установить, в каком участке неба звезды в среднем с наибольшей скоростью от нас удал€ютс€, а в каком Ч приближаютс€. »з анализа полученных данных можно вы€снить скорость и направление движени€ солнечной системы.  ак было вы€снено солнечна€ система движетс€ со скоростью ~20 км/c по направлению к границе созвездий Ћиры и √еркулеса.

†TOC c "“аблица" ........................................................... GOTOBUTTON _Toc387992528† †PAGEREF _Toc387992528 2

“аблица 2: —пектральные классы звезд.................................................................................. GOTOBUTTON _Toc387992529† †PAGEREF _Toc387992529 4

“аблица 3: сравнительное изобилие х. э. в атмосферах звезд, земной коре и каменных метеоритах.†††††††††† GOTOBUTTON _Toc387992530† †PAGEREF _Toc387992530 4

“аблица 4: дес€ть самых €рких звезд и —олнце................................................................. GOTOBUTTON _Toc387992531† †PAGEREF _Toc387992531 8

“аблица 5: дес€ть самых близких звезд и —олнце............................................................. GOTOBUTTON _Toc387992532† †PAGEREF _Toc387992532 8

“аблица 6: ’имический состав —олнца............................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992533† †PAGEREF _Toc387992533 17

†TOC c "–исунок" ......................................... GOTOBUTTON _Toc387992537† †PAGEREF _Toc387992537 5

–исунок 2: Ќаблюдаема€ и ненаблюдаема€ скорость звезды.................................. GOTOBUTTON _Toc387992538† †PAGEREF _Toc387992538 10

–исунок 3: ќрбита звезды альфа ÷ентавра......................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992539† †PAGEREF _Toc387992539 12

†TOC c "√рафик"

√рафик 1: „исло звезд данной звездной величины........................................................... GOTOBUTTON _Toc387992544† †PAGEREF _Toc387992544 2

√рафик 2: диаграмма спектр-светимость (√ерцшпрунга - –ессела).......................... GOTOBUTTON _Toc387992546† †PAGEREF _Toc387992546 6

√рафик 3: крива€ изменени€ блеска јлгол€....................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992547† †PAGEREF _Toc387992547 13

†TOC o "1-3" ....................... GOTOBUTTON _Toc387992553† †PAGEREF _Toc387992553 2

1.1. ќптические телескопы....................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992554† †PAGEREF _Toc387992554 2

1.2. ƒругие приборы....................................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992555† †PAGEREF _Toc387992555 3

2. —пектры звезд, цель и методы их изучени€, информаци€, содержаща€с€ в спектрах.†††††††††††† GOTOBUTTON _Toc387992556† †PAGEREF _Toc387992556 3

2.1. “ипы спектров........................................................................................................................ GOTOBUTTON _Toc387992557† †PAGEREF _Toc387992557 3

2.2. ’имический состав звезд................................................................................................. GOTOBUTTON _Toc387992558† †PAGEREF _Toc387992558 4

3. рассто€ни€ до звезд........................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992559† †PAGEREF _Toc387992559 5

3.1. ћетод паралласкса.............................................................................................................. GOTOBUTTON _Toc387992560† †PAGEREF _Toc387992560 5

3.2. ѕо диаграмме √ерцшпрунга - –ессела........................................................................ GOTOBUTTON _Toc387992561† †PAGEREF _Toc387992561 5

3.3. ѕо относительным скорост€м........................................................................................ GOTOBUTTON _Toc387992562† †PAGEREF _Toc387992562 6

3.4. ÷ефеиды.................................................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992563† †PAGEREF _Toc387992563 7

4. яркости и светимости звезд...................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992564† †PAGEREF _Toc387992564 8

5. “емпература звезд и способы ее нахождени€......................................... GOTOBUTTON _Toc387992565† †PAGEREF _Toc387992565 9

6. —корости звезд........................................................................................................................ GOTOBUTTON _Toc387992566† †PAGEREF _Toc387992566 9

6.1. »змерение скорости............................................................................................................. GOTOBUTTON _Toc387992567† †PAGEREF _Toc387992567 9

7. –азмеры звезд........................................................................................................................ GOTOBUTTON _Toc387992568† †PAGEREF _Toc387992568 10

7.1. Ѕелые карлики...................................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992569† †PAGEREF _Toc387992569 11

7.2. Ќормальные звезды (звезды основной последовательности)...................... GOTOBUTTON _Toc387992570† †PAGEREF _Toc387992570 11

7.3.  расные гиганты................................................................................................................ GOTOBUTTON _Toc387992571† †PAGEREF _Toc387992571 12

8. ћасса звезд; двойные звезды.................................................................................. GOTOBUTTON _Toc387992572† †PAGEREF _Toc387992572 12

8.1. ‘изическа€ природа двойных звезд.......................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992573† †PAGEREF _Toc387992573 12

8.2. ќбнаружение двойных звезд......................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992574† †PAGEREF _Toc387992574 12

8.3. »змерение параметров двойных звезд.................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992575† †PAGEREF _Toc387992575 13

8.4. ’арактерные примеры двойных звезд...................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992576† †PAGEREF _Toc387992576 14

8.4.1. a ÷ентавра....................................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992577† †PAGEREF _Toc387992577 14

8.4.2. —ириус............................................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992578† †PAGEREF _Toc387992578 14

9. —олнечна€ система......................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992579† †PAGEREF _Toc387992579 15

9.1. «емл€ и планеты. јнтичные и современные исследовани€.......................... GOTOBUTTON _Toc387992580† †PAGEREF _Toc387992580 15

9.2. —олнце...................................................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992581† †PAGEREF _Toc387992581 16

9.3. ƒвижение солнечной системы..................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992582† †PAGEREF _Toc387992582 18

10. —ѕ»—ќ  Ћ»“≈–ј“”–џ:...................................................................................................... GOTOBUTTON _Toc387992583† †PAGEREF _Toc387992583 19

10.           —ѕ»—ќ  Ћ»“≈–ј“”–џ:

1) Ѕ. ј. ¬оронцов - ¬ель€минов

Уќчерки о вселеннойФ

†2) ј. ј. √уринштей톆 ††††††††††††††††††† ††У»звечные тайны вселеннойФ


»«ћ≈–≈Ќ»≈  ќЋ»„≈—“¬≈ЌЌџ’ »  ј„≈—“¬≈ЌЌџ’ ’ј–ј “≈–»—“»  «¬≈«ƒ ††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††††† јвтор: ѕовал€ев »

 

 

 

¬нимание! ѕредставленный –еферат находитс€ в открытом доступе в сети »нтернет, и уже неоднократно сдавалс€, возможно, даже в твоем учебном заведении.
—оветуем не рисковать. ”знай, сколько стоит абсолютно уникальный –еферат по твоей теме:

Ќовости образовани€ и науки

«аказать уникальную работу

—вои сданные студенческие работы

присылайте нам на e-mail

Client@Stud-Baza.ru