Физическая природа звезд. Связь между физическими характеристиками звезд. Расстояние до звезд

1.

ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД. СВЯЗЬ МЕЖДУ
ФИЗИЧЕСКИМИ ХАРАКТЕРИСТИКАМИ ЗВЕЗД. РАССТОЯНИЕ
ДО ЗВЕЗД. ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ СКОРОСТИ ЗВЕЗД.
ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫФИЗИЧЕСКИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ,
НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Эффект Допплера
Сущность эффекта Доплера состоит в том, что линии в спектре источника,
приближающегося к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра, а линии в
спектре удаляющегося источника — к красному концу спектра (по отношению к положению
линий в спектре неподвижного источника). Почему же меняется частота излучения,
воспринимаемая наблюдателем? Пусть расстояние от источника до наблюдателя будет ct
(где с — скорость света, t — время, за которое свет преодолевает расстояние до
наблюдателя). За время t источник испускает vot волн (vo— частота излучения). Если источник
неподвижен, то на отрезке ct как раз и укладывается vot волн. Но если источник движется
(например, удаляется со скоростью ), то число волн vot уложится на отрезке, длина которого
ct + t. Перейдем от частоты к длинам волн (рис.). Длина волны λо, которую принимает
наблюдатель от неподвижного источника, а длина волны, которую наблюдатель
принимает от удаляющегося источника, будет
Тогда смещение, равное
есть
16.05.2023

31.

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ

32.

Двойная звезда
Двойная звезда, или двойная система — система из
двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по
замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные
звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно
половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным
системам.

33.

Измерив период обращения
и расстояние между звёздами,
иногда можно определить
массы компонентов системы.
Этот метод практически не
требует дополнительных
модельных предположений, и
поэтому является одним из
главных методов определения
масс в астрофизике. По этой
причине двойные системы,
компонентами которых
являются чёрные
дыры или нейтронные звезды,
представляют большой интерес
для астрофизики.

34.

Визуально-двойные звёзды
Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей
способностью телескопа, расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким
образом, визуально-двойные звезды — это в основном звезды окрестностей Солнца с
очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между
компонентами).
При наблюдениях визуально-двойной звезды измеряют расстояние между
компонентами и позиционный угол линии центров, иначе говоря, угол между
направлением на северный полюс мира и направлением линии, соединяющей главную
звезду с её спутником.

35.

Спекл-интерферометрические
двойные звезды
Спекл-интерферометрия, наряду с адаптивной оптикой позволяет достичь
дифракционного предела разрешения звёзд, что в свою очередь позволяет
обнаруживать двойные звезды. То есть по сути своей, спеклинтерферометрические двойные это те же самые визуально-двойные. Но если в
классическом визуально-двойном методе необходимо получить два отдельных
изображения, то в данном случае приходится анализировать спеклинтерферограммы.
Спекл-интерферометрия эффективна для двойных с периодом в несколько
десятков лет

36.

Астрометрические двойные
звёзды
В случае визуально-двойных звёзд мы видим
перемещение по небу сразу двух объектов.
Однако, если представить себе, что один из
двух компонентов нам не виден по тем или
иным причинам, то двойственность все
равно можно обнаружить по изменению
положения на небе второго. В таком случае
говорят об астрометрически-двойных
звёздах.

37.

Затменно-двойные звёзды
Бывает, что орбитальная плоскость
наклонена к лучу зрения под очень
маленьким углом: орбиты звёзд такой
системы расположены как бы ребром к
нам. В такой системе звёзды будут
периодически затмевать друг друга, то есть
блеск пары будет меняться. Двойные звёзды,
у которых наблюдаются такие затмения,
называются затменно-двойными или
затменно-переменными. Самой известной
и первой открытой звездой такого типа
является Алголь (Глаз Дьявола) в
созвездии Персея.

38.

Если наличествуют высокоточные
астрометрические наблюдения, то
двойственность можно предположить,
зафиксировав нелийность движения: первую
производную собственного движения и вторую
Астрометрические двойные звезды
используются для измерения массы коричневых
карликов разных спектральных классов

39.

Парадокс Алголя
Этот парадокс сформулирован в середине 20 века советскими астрономами
А. Г. Масевичем и П. П. Паренаго, обратившими внимание на несоответствие
масс компонентов Алголя и их эволюционной стадии. Согласно теории эволюции
звёзд, скорость эволюции массивной звезды гораздо больше, чем у звезды с
массой, сравнимой с солнечной, или немногим более. Очевидно, что компоненты
двойной звезды образовались в одно и то же время, следовательно, массивный
компонент должен проэвоэлюционировать раньше, чем маломассивный. Однако
в системе Алголя более массивный компонент был моложе.
Объяснение этого парадокса связано с феноменом перетекания масс в тесных
двойных системах и впервые предложено американским астрофизиком Д.
Кроуфордом. Если предположить, что в ходе эволюции у одного из компонентов
появляется возможность переброса массы на соседа, то парадокс снимается

40.

Масса звёзд
Масса всех без исключения звёзд достаточно высока. Именно этим объясняется
способность удерживать планеты и другие небесные тела, ведь чем больше
масса тела, тем сильнее его гравитация.
Масса влияет не только на силу гравитации звезды, но и на другие её
характеристики. Например, масса прямо пропорциональна давлению и
температуре в центре светила, а эти два параметра являются определяющими
характеристики звезды.
Напрямую массу звезды можно определить только на основании закона
всемирного тяготения. Однако это возможно лишь для звёзд, входящих в двойные
системы. Так называют пару звёзд, вращающихся вокруг общего центра. В других
случаях массы звёзд вычисляют, анализируя различные характеристики, косвенно
связанные с массой. Обычно для этого используют светимость звёзд,
пропорциональную массе.
Масса самых лёгких звёзд примерно в 10 раз меньше солнечной, а самых
тяжёлых примерно в 10 больше, чем у Солнца.

41.

ПЕРЕМЕННЫЕ
ЗВЁЗДЫ

42.

Что такое переменная звезда?
По правде говоря, переменные звезды представляют собой небесные светила, у
которых меняется яркость. Такие изменения происходят со временем и под
влиянием происходящих физических процессов. Например, активность
хромосферы, различные пульсации, затмения в тесной двойной системе,
вспышки сверхновых и т.д.
На самом деле, у любого звёздного тела яркость не может иметь постоянное
значение. У всех наблюдается разная степень колебаний блеска. Однако важно не
перепутать звёздное мерцание с переменностью. Изменение яркости заметно, в
первую очередь, при внеземных наблюдениях.
Итак, в астрономии к переменному типу относят светила, у которых было
обнаружено изменение блеска хотя бы раз.

43.

При наблюдении отмечают
несколько важных моментов:
1. Во-первых, период колебаний яркости.
2. Во-вторых, амплитуду (максимальное смещение
значения)
3. В-третьих, форма кривой блеска и кривой лучевых
скоростей.
Между прочим, смещения значения яркости может происходить периодами.

44.

Типы переменных звёзд
◦Затменно-переменные звёзды
◦Пульсирующие переменные
звёзды
◦Эруптивные переменные звёзды
◦Неправильные переменные
звёзды

45.

Затменнопеременные звезды
Шелиак (Бета Лиры)
В сущности, являются тесной двойной системой. Где один компонент затмевает
другой. В результате чего мы периодически видим то одно, то другое светило. А так
как их яркость разная, то и наблюдаются в разное время по-разному. Например,
когда наиболее яркая закрывает слабую, видно увеличение блеска и наоборот.
Подтипы:
◦ типа Алголя;
◦ типа β Лиры;
◦ типа W Большой Медведицы.

46.

Переменные
пульсирующие звезды
Как оказалось, причиной их пульсаций является
изменение объёма тела. Такие светила из-за
неустойчивости между гравитацией и внутренним
давлением то расширяются, то сжимаются. При этом
фотосфера и размер излучающей поверхности
светила увеличивается, что приводит к изменению
температуры, цвета и блеска.
подтипы:
◦ Долгопериодические цефеиды
◦ Медленные неправильные;
◦ Типа Миры Кита;
◦ Полуправильные и т. д.
V838 Единорога

47.

Эруптивные
переменные звезды
Остаток GK Персея
К ним относят, в основном, светила с хотя бы одним
зафиксированным изменением яркости или временами
меняющие её. Прежде всего, природа таких колебаний
связана с взрывами на поверхности, самих звёзд и в
окружающей их среде.
Их разделяют на неправильные переменные и новые
(новоподобные) звёзды.

48.

Неправильные
переменные
звезды
Также относятся к пульсирующим, но не имеют стабильности в
периодах. По данным учёных, предсказать их переменчивую природу
практически невозможно. Хотя у некоторых представителей всё же
удаётся выделить определённые циклы.
Стоит отметить, что часто их связывают с диффузными
туманностями. Впрочем, данный тип ещё плохо изучен и их изучение
продолжается.
К тому же, выделяют подклассы: UV Кита, BY Дракона и
неправильные.

49.

По факту, это не все типы физических переменных
звезд. Однако космос содержит огромное их количество.
Самые известные и популярные среди них, к примеру,
Полярная звезда, Алголь, Бетельгейзе, Мира и Денеб.

50.

Некоторые факты
Звезда Мира
Впервые переменные звезды были открыты в 1638 году. Именно тогда Иоганн
Хольвард обнаружил, что Омикрон Кита, звезда Мира, пульсирует с периодичностью
11 месяцев. Правда, изначально её считали новой.
Сейчас же известно более 50 000 светил переменного типа. Причем большая часть
располагается в нашей галактике.
Так как подобные объекты можно наблюдать даже невооружённым глазом, то они
вызывают интерес не только у опытных астрономов, но и у обычных любителей. Более
того, любой может открыть новое, еще не известное науке светило. В любом случае,
наблюдать красочные звёздные вспышки интересно и увлекательно.

English Русский Rules