Презентация на тему "Характеристики зірок"

Содержание

• 
  Слайд 1
  
• 
  Слайд 2

  Ознайомившись з нашою презентацією,ви:

• 
  Слайд 3

  1.Вимірювання відстаней до зір

  В астрономіїзастосовуютьособливуодиницювимірувідстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, маєпаралаксрівний 1". Відповідно, 1 пк = 206 265 а.о. = 30 трлн км. Порядіз парсеком застосовуєтьсяще одна особливаодиницявимірувідстані — світловийрік. Віндорівнюєвідстані, яку світлодолаєпротягом року, тобто 9,46×1012км, або 0,307 пк. Найближчоюдо Сонцязіркою є Проксима Центавра — червоний карлик 11-ї зоряноївеличини. Вона маєпаралакс 0,77", тобтовідстань до неї становить 1,3 пк (40 трлн км або 4,3 св.роки).

• 
  Слайд 4
  

  За методом тригонометричногопаралаксуможнавизначитилишевідстані до найближчихзір. Зокрема, в астрометричномупроектіГіппаркос( супутник для збираннявисокоточнихпаралаксів)досягнутоточністьвимірупараллаксівблизькооднієїкутовоїмілісекунди, щодозволяєбезпосередньовимірювативідстані до зір, розташованихближче 1000 парсек. Однак для віддаленішихоб'єктівпаралакснастількималий, щоперебуває в межах похибкийоговимірювання. Для визначеннявідстані до них застосовуютьіншіметоди.  Для вимірюваннявідстаней до зірастрономизмушенівизначатирічніпаралакси, якіповязані з орбітальнимрухомЗемлінавколоСонця. У точці С розташованеСонце; А, В — положенняЗемлі на орбіті з інтервалом 6 місяців; ВС = 1 а. о.— відстаньвідЗемлі до Сонця (велика піввісьземноїорбіти); S — зоря, до якої треба визначитивідстань; — річнийпаралаксзорі. ВідстаньвідЗемлі до зорівизначається з прямокутноготрикутникаCBS: BC 1 а.о. r= = sin p sin

• 
  Слайд 5
  

  Відстаньдо найближчихзір: Зоря ВідстаньСв.р. пк. Проксима4,2 1,3 Барнарда 5,9 1,8 Вольф 359 7,5 2,4 Сиріус 8,8 2,6 Росс 154 9,5 2,9 Ерідана 11,0 3,3 Проціон 11,4 3,5 Альтаїр 16,5 5,1 Вега 26,5 8,1 Арктур 36,0 11,0. Капелла 45,0 13,8

• 
  Слайд 6

  2.Видимі зоряні величини

  Неозброєнимоком на небі видно близько 6000 зір. Астрономиантичностіподілялиїх за яскравістю на шістьзоряних величин. Найяскравішізірки належали до першоївеличини, найтьмяніші — до шостої. Пізніше, ізпоявоютелескопів та розвиткомтехнікиспостережень, постала потреба визначатизорянівеличиниточніше та розширитидіапазонзоряних величин. Формально буловизначено, що зоря першоївеличинирівно у сто раз яскравіша за зорю шостої. За такого визначеннядеякіяскравізорімаютьнульову і навітьвід'ємнузоряну величину. Наприклад, найяскравішазірканічного неба Сіріусмаєзоряну величину −1,47m. Сучасна шкала дозволяєтакожодержатизначення і для Сонця: −26,8m. У той же час орбітальний телескоп «Хаббл» можеспостерігатитьмянізорі до 31,5m у видимому світлі. Усівидимі з Землізорі (навітьті, щодоступні для спостереження за допомогоюнайпотужнішихтелескопів) розташовані в місцевійгрупі галактик.

• 
  Слайд 7
  

  Уперше термін «зоряна величина» був уведений для характеристики яскравості зір грецьким астрономом Гіппархом у II ст. до н.е. Тоді астрономи вважали, що зорі розміщені на однаковій відстані від Землі, тому яскравість залежить від розмірів цих світил. Зараз ми знаємо, що зорі навіть в одному сузір'ї розташовуються на різних відстанях, тому видима зоряна величина визначає тільки деяку кількість енергії, яку реєструє наше око за певний проміжок часу. Гіппарх розділив усі видимі зорі за яскравістю на 6 своєрідних класів — 6 зоряних величин.Найяскравіші зорі були названі зорями ПЕРШОЇ зоряної величини, більш слабкіші — другої, а найслабкіші, які ледве видно на нічному небі,— ШОСТОЇ. У XIX ст. англійський астроном Н.Погсон (1829—1891) доповнив визначення зоряної величини ще однією умовою: зорі першої зоряної величини мають бути у 100 разів яскравіші за зорі шостої величини.

• 
  Слайд 8
  

  Видима зоряна величинаmвизначає кількість світла, що потрапляє від зорі до нашого ока. Найслабкіші зорі, які ще можна побачити неозброєним оком, мають т= +6 т.Сучасні телескопи дозволяють бачити зорі до +28 m . Поряд з зоряними величинами зорі характеризуються їх яскравістю.ЯскравістьЕ фактично визначає освітленість, яку створюють зорі на поверхні Землі, тому величину Е можна вимірюватилюксами — одиницями освітленості, які застосовують у курсі фізики. Яскравості двох зір пов'язані з їх видимими зоряними величинами законом Погсона: Згідно з формулою, якщо різниця зоряних величин двох світил дорівнює одиниці, то відношення блиску буде 2,512.

• 
  Слайд 9

  3. Абсолютні зоряні величини і світність зорі

  З курсу фізики відомо, що освітленість, яку створюють джерела енергії, залежить від відстані до них, тому невелика лампочка у вашій кімнаті може здаватися набагато яскравішою, ніж далекий прожектор. Для визначення світності, або загальної потужності випромінювання, астрономи вводять поняття абсолютної зоряної величини М. Зоряну величину, яку мала б зоря на стандартній відстані r0=10 пк, називають абсолютною зоряною величиною M. Сонцена відстані 10 пк мало б вигляд досить слабкої зорі п'ятої зоряної величини, тобто абсолютна зоряна величина Сонця M  +5т. Якщовідомавідстань до зорі r в парсеках та її видима зоря­на величина m, то абсолютнузоряну величину М можнавизначити за допомогоютакоїформули:

• 
  Слайд 10

  Видимі та абсолютні зоряні величини деяких зір:

• 
  Слайд 11
  

  Світність зорі Lвизначає потужність випромінювання зорі, тобто кількість енергії, яку випромінює зоря у всьому діапазоні електромагнітних хвиль за 1 секунду. За одиницю світності приймається потужність випромінювання Сонця L c = 4*1026Вт. Якщо відома абсолютна зоряна величина зорі М, то її світність визначається за допомогою такої формули: Світність найближчої до нас зорі Проксима Кентавра у 18 000 разів менша світності Сонця.

• 
  Слайд 12
  

  Світність зорі залежить від її температури Т та площі поверхні (радіуса R) згідно закону Стефана-Больцмана: де σ = 5,7·10-8 Вт/(м2·К4) – стала Стефана-Больцмана

• 
  Слайд 13

  4. Колір і температура зір

  Температуру зорі можна визначити за допомогою законів випромінювання чорного тіла. Найпростіший метод вимірювання температури зорі полягає у визначенні її кольору. Правда, неозброєним оком можна визначити тільки колір яскравих зір, бо чутливість нашого ока до сприйняття кольорів при слабкому освітленні дуже мала. Колір слабких зір можна визначити за допомогою бінокля або телескопа, які збирають більше світла, тому в окулярі телескопа зорі здаються нам яскравішими.

• 
  Слайд 14
  

  Колір зорі визначається діапазоном хвиль, на який припадає максимум енергії випромінювання у спектрі зорі. Наприклад, для червоних зір максимум енергії випромінювання припадає на діапазон видимого світла червоного кольору. Для блакитних зір максимум енергії випромінювання припадає на діапазон видимого світла синього та фіолетового кольору та невидимого ультрафіолетового світла.

• 
  Слайд 15
  

  За температурою зорі розділили на 7 спектральних класів (Гарвардська класифікація), які позначили літерами латинської абетки:О, В, A, F, G, К, М. Для запам'ятовування зручно використати англійську приказку: «Oh, Be AFine Girl, Kiss Me» — «будь гарною дівчиною, поцілуй мене». О – блакитні зорі (Т=30 000 К) В – біло-блакитні зорі (Т = 20 000 К) А – білі зорі (Т = 10 000 К) F – біл-жовті зорі (Т = 8 000 G – жовті зорі (Т = 6 000 К) К – оранжеві зорі (Т = 4 000 К) М – червоні зорі (Т = 3 000 К) Найгарячіші зорі – блакитні, найхолодніші – червоні.

• 
  Слайд 16
  

  Звичайно у спектрі кожної зорі є темні лінії поглинання, які утворюються в розрідженій атмосфері зорі та в атмосфері Землі й показують хімічний склад цих атмосфер. Виявилося, що всі зорі мають майже однаковий хімічний склад, бо основні хімічні елементи у Всесвіті — Гідроген та Гелій, а основна відмінність різних спектральних класів обумовлена температурою зоряних фотосфер. Кожний спектральний клас поділяється на 10 підкласів:A0, A1... А9.

• 
  Слайд 17

  5. Розміри зір

  Для визначення радіуса зорі не можна використати геометричний метод, бо зорі розташовуються настільки далеко від Землі, що навіть у великі телескопи ще до недавнього часу неможливо було виміряти їхні кутові розміри — усі зорі мають вигляд однакових світлих точок. Для визначення радіуса зір астрономи викорис­товують закон Стефана—Больцмана, порівнюючи світність і температуру зорі із світністю та температурою Сонця: Для зорі: Для Сонця: де L — світність зорі в одиницях світності Сонця.

• 
  Слайд 18
  

  Як з'ясували вчені, розміри зір коливаються у досить великих межах. Є зорі, за розмірами такі ж, як наше Сонце – це звичайні зорі. Деякі зорі значно меші Сонця і рівні за розмірами Землі – це карлики. Є нейтронні зорі, радіус яких сягає кількох десятків кілометрів! Однак є зорі-гіганти і надгіганти, в тисячі і десятки тисяч раз більші за розмірами, ніж наше Сонце.

• 
  Слайд 19

  6. Діаграма спектр-світність

  Сонце за фізичними параметрами належить до середніх зір — воно має середню температуру, середню світність і т. ін. За статистикою, серед великої кількості різноманітних тіл найбільше таких, які мають середні параметри. Наприклад, якщо виміряти зріст і масу великої кількості людей, які мають різний вік, то найбільше буде людей із середніми величинами цих параметрів. Астрономи вирішили перевірити, чи багато в космосі таких зір, як наше Сонце. Для цієї мети Е.Герцшпрунг (1873—1967) та Г.Рессел (1877—1955) запропонували діаграму, на якій можна позначити місце кожної зорі, якщо відомі її температура та світність. Її названо діаграмою спектр—світність, або діаграмою Герцшпрунга—Рессела.

• 
  Слайд 20
  

  Діаграма Герцшпрунга-Рессела По осі абсцис позначена температура зір, по осі ординат – світність. Сонце має температуру 5780 К і світність 1. Холодніші зорі на діаграмі розташовані праворуч (червоного кольору), а більш гарячі – ліворуч (синього кольору). Зорі, що випромінюють більше енергії, розташовані вище Сонця, а зорі-карлики – нижче. Більшість зір, до яких належить і Сонце, розташовані у вузькій смузі, яку називають головною послідовністю зір.

• 
  Слайд 21
  

  Діаметри зір головної послідовності відрізняються у кілька разів, а їхня світність згідно із законом Стефана—Больцмана визначається температурою поверхні. До цієї смуги входять Сонце та Сиріус. Суттєва різниця в температурі на поверхні зір різних спектральних класів пояснюється різною масою цих світил: чим більша маса зорі, тим більша її світність. Наприклад, зорі головної послідовності спектральних класів О та В у кілька разів масивніші за Сонце, а червоні карлики мають масу в десятки разів меншу, ніж сонячна.

• 
  Слайд 22
  

  Окремо від головної послідовності на діаграмі розташовуються білі карлики(ліворуч знизу) тачервоні надгіганти(праворуч зверху), які мають приблизно однакову масу, але значно відрізняються за розмірами. Гіганти спектрального класу М мають майже таку саму масу, як білі карлики спектрального класу В, тому суттєво відрізняється середня густина цих зір. Наприклад, радіус червоного гіганта Бетельгейзе у 400 разів більший, ніж радіус Сонця, але маса цих зір майже однакова, тому червоні гіганти спектрального класу М мають середню густину в мільйони разів меншу, ніж густина земної атмосфери. Типовим представником білих карликів є супутник Сиріуса, радіус якого майже такий, як радіус Землі, а густина має фантастичну величину 3*106 г/см3, тобто наперсток речовини білого карлика важив би на Землі 10000 Н. Ще більшу густину мають нейтронні зорі та чорні діри.

• 
  Слайд 23
  

  Білі карлики — зорі, що мають радіус у сотні разів менше сонячного і густину в мільйони разів більшу за щільність води. Червоні карлики — зорі з масою меншою, ніж сонячна, але більшою, ніж у Юпітера. Температура і світність цих зір залишаються сталими протягом десятків мільярдів років. Червоні гіганти — зорі, що мають температуру 3000—4000 К і радіус у десятки разів більший, ніж сонячний. Маса цих зір не набагато більша від маси Сонця. Такі зорі не перебувають у стані рівноваги.

• 
  Слайд 24

  Дякуємо за увагу!

• 
  Слайд 25

  Запитання на розгорнуту відповідь:

  1.Як в астрономіїназиваютьодиницювимірувідстані до зір? 2.Назвітьіншуодиницювиміру, яка дорівнюєвідстані, яку світлодолаєпротягомроку? 3. Найближчою до Сонця зіркою є ……? 4. Уперше термін «зоряна величина» був уведений для характеристики яскравості зір грецьким астрономом……….? 5.Від чого залежить освітленість яку створюють джерела енергії?

• 
  Слайд 26
  

  6.Охарактеризуйте дослідження Гіппарха. 7. Для визначення радіуса зір астрономи викорис­товують закон…?(сформулюйте закон і укажіть,будь-ласка, формули.) 8. Що називають діаграмою Герцшпрунга—Рессела? 9. Наведіть деякі дані про супутник Сиріус. 10. Розкажіть про червоних гігантів.