Презентация на тему Зорі та їх класифікація. Подвійні зорі

що означають зоряні величини
Довідаємося, як без термометра можна виміряти

температуру зорі

використовують річні паралакси, пов'язані з орбітальним рухом Землі навколо

Сонця.
Річний паралакс Р визначає кут, під яким було б видно велику піввісь земної орбіти (1а.о.) в перпендикулярному до променя зору напрямку.
Відстань визначимо з трикутника СSB:
r =
Відстань до зір вимірюють у світлових роках або в парсеках для якої р = 1”
1 пк = км
1 пк 3,26 св. року
Якщо річний паралакс вимірюється кутовими секундами, то відстань до зір у парсеках:

Вправа 1

зір увів грецький астроном Гіпарх у ІІ ст. до

н.е.
Самі яскраві зорі - зорі 1 величини, а 6 зоряна величина – слабо видимі
У ХІХ ст. англійський астроном Н. Погсон (1829-1891) доповнив визначення ще однією умовою: зорі першої зоряної величини мають бути у 100 разів яскравіші за зорі шостої величини.
m – видима зоряна величина
Для будь-яких двох зоряних величин m1, m2 буде справедливе таке відношення їх яскравості
= 10 0,4(m2-m1) - (1) Формула Погсона

m - визначає кількість світла, що потрапляє від зорі до нашого ока. Найслабкіші зорі, які ще можна побачити неозброєним оком, мають m= + 6m
Яскравість Е – визначає освітленість, яку зорі створюють на поверхні Землі (люкс). Якщо різниця зоряних величин двох світил дорівнює 1, то відношення блиску 2,512

Вправа 2

Рігель біло-голубий,
Антарес яскраво - червоний.


Колір і температура зір

температури її поверхні.
У різних зір максимум випромінювання приходиться

на рівні довжини хвиль.

Колір і температура зір

будь
А
Fine гарною
Girl

дівчинкою

Kiss поцілуй

Me мене

Гарвардська спектральна класифікація зір

спектральна класифікація зір


Вправа 4

та температуру
Закон Стефана- Больцмана: Q = σ·T4

Q – енергія випромінена зорею за 1 с,
σ – стала Стефана- Больцмана,
T4 – абсолютна температура поверхні зорі.
Потужність, що випромінює зоря з радіусом R, визначається загальною площею її поверхні, тобто:
E=4π R2·Q= 4πR2·σ·T4 *
Таке ж співвідношення для енергії, що випромінює Сонце:
EC=4π R2C·σ·T4C **
З рівнянь * та ** визначимо невідомий радіус зорі, якщо відомо RC , TC



L – світність зорі в одиницях світності Сонця.
Виявилося, що є зорі у сотні разів більші Сонця, і зорі, що мають радіус менший, ніж радіус Землі.

осі ординат – світність.
Діагональ – головна послідовність зір
Червоні

– холодніші Сонця зорі – нижче;
Сині – гарячіші Сонця – вище;
Внизу ліворуч – білі карлики;

Сонце

Головна послідовність

Білі карлики

Надгіганти

Гіганти

Вправа 5

має середню температуру і середню світність
В космосі не знайшли

жодної зорі, яку можна вважати копією Сонця
Чим більша маса зорі, тим більша її світність
Зорі класу О,В – масивніші за Сонце, а червоні карлики мають масу в десятки разів меншу сонячної
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 (клас М) – зорі, що мають температуру 3000 – 4000 К і радіус у десятки разів більший, ніж сонячний. Маса приблизно дорівнює сонячній. Такі зорі знаходяться у нестабільному стані

Подвійна зоря — система з двох

гравітаційно пов'язані зір, які звертаються навколо спільного центру мас по екліптичних орбітах. Інколи трапляються системи із трьох і більше зірок; у тому загальному разі система називається кратною зіркою.

зорі, які можна побачити окремо, називають видимими подвійними чи

візуально-подвійними.
Затемнювано-подвійні зорі Спостерігаються завдяки коливаннями блиску, створеними періодичними затьмареннями однієї зірки іншою, це відбувається в тих рідкісних випадках, коли Земля перебуває в одній площині із орбітами зірок.
Спектрально-подвійні зорі Спостерігаються завдяки періодичним зсувам спектральних ліній.
Оптично подвійні зорі Іноді буває, що дві фізично не пов'язані між собою зірки випадково проектуються на дуже близькі одна до одної точки небесної сфери.