Презентация на тему Фізична характеристика зір

складається із високотемпературної плазми - розжареного, майже повністю іонізованого

газу, у надрах яких відбуваються термоядерні реакції.

і колір, зумовлене як розташуванням їх у космічному просторі

та віддаленістю від спостерігача, так і різноманітністю їхніх фізичних характеристик – розміру, маси,видимості, температури, густини, світністю.

світні точки, бо вони знаходяться дуже далеко від нас.

Відстань до найближчої до Сонця зорі (α Центавра) становить 4.3 світлового року (або 1.32 парсека). Через такі великі відстані поверхні зірок не можуть спостерігатися навіть у найбільші з існуючих телескопів.

яку створює та чи інша зоря у місці спостережень,

астрономи користуються поняттям видимої зоряної величини, яке ввів ще давньогрецький астроном Гіпарх. Причому найяскравіші зірки мають малі зоряні величини. Видима зоряна величина зорі залежить як від її світності, так і від відстані до неї від земного спостерігача

орбітального руху. До речі, маси багатьох зірок не настільки

різняться, як їхні світності та об'єми. Крім того, з'ясувалося, що маса і світність звичайних зірок статистично залежні. маса зорі е тією з найважливіших характеристик, від якої залежать фізичні умови в її надрах.

фотосфери. Існує декілька способів її визначення. Один з них

базується на аналізі кольору зірки. Чим вища температура фотосфери, тим блакитніша зірка, чим нижча — тим вона червоніша. Встановлено, що у червоної зірки температура становить близько 3000°, у білої — 12000°, а у блакитної — 25000°. Є зірки, температура яких досягає 150000°. Розроблено способи точного визначення кольорів зірок і відповідних температур.

Щоб її визначити, необхідно знати відстань від зірки до

Землі

У загальних рисах світність зірки L — це відношення потужності її випромінювання до потужності випромінювання Сонця. Обчислені світності зірок виявилися дуже різноманітними.

«нормальними». До таких зірок належить і наше Сонце.

Існують також спалахуючі зорі, що змінюють свій блиск раптово й швидко, а також так звані нові й наднові зорі, блиск яких збільшується протягом декількох годин або днів на дуже значну величину – у мільйони разів, а потім з часом повільно зменшується.
Подвійні зорі називаються візуально-подвійними, якщо їхню подвійність можна помітити під час безпосередніх спостережень у телескоп. Багато подвійних зір відкрив і вивчив відомий російський учений В. Я. Струве. Взагалі подвійність зір — дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30 % усіх зір, очевидно, подвійні.
Прикладом візуально-подвійної зорі, видимої навіть неозброєним оком, є Великої Ведмедиці, друга зоря від кінця «ручки» її «ковша».

роль у вивченні змінних зір відігравали німецькі астрономи.
змінними

називають зорі, у яких зміна блиску було надійно зафіксовано на досягнутому рівні техніки спостереження. Для належності зірки до змінних досить, щоб її блиск зазнав змін хоча б одного разу.
Відповідно до класифікації, запропонованої 1969 року, змінні зорі поділяються на три великих класи:
пульсуючі — характеризуються повільними і безперервними змінами блиску;
затемнені — являють собою систему з двох (іноді трьох або більше) зірок, що обертаються довкола одного центру мас.
еруптивні — зірки, що змінюють блиск нерегулярно (або лише одного разу);

Є зірки, радіуси яких у десятки і сотні разів

більші за радіус Сонця. Такі зірки називаються гігантами. Однак вони не дуже численні. Переважають зірки, розміри яких порівняні з сонячними. Це зірки-карлики. І карлики, і гіганти належать до «звичайних зірок». Однак є зірки, радіуси яких набагато менші за сонячний і порівнянні з радіусом Землі. Колір їх білий, тому їх назвали білими карликами. Було виявлено зірки з радіусом близько 30 км. Це нейтронні зірки. Вони, як і білі карлики, відносяться до «незвичайних зірок»

Для її визначення слід розділити масу на об'єм. І

тут ми зустрічаємося з неочікуваним і диво-вижним фактом: середні густини зірок виявилися вкрай різноманітними. Так, у червоної зірки-гіганта ρ надзвичайно мала і становить від 10-9 до 10-6 г/см3. Це дуже розріджені і протяжні газові хмари, в яких густина речовини порівнянна з густиною лабораторного вакууму. А «звичайні», подібні до Сонця, зірки-карлики мають середню густину речовини в межах від 0,1 до 10 г/см3. У білих карликів ця характеристика коливається в межах від 50000 до 1000000 г/см3, тобто сягає 1 т/см3. Але ще більш дивовижними виявилися нейтронні зорі – у них середня густина речовини становить 1014 г/см3.

Зокрема, зорі блакитного і білого кольорів, які мають вищі

температури та у середньому більші маси, ніж зорі “тепліших” кольорів та нижчих температур, є молодими, тобто вони утворились порівняно нещодавно. Ці зорі, які належать головним чином до спектральних класів О і В, лише розпочинають свій “життєвий шлях”, тоді як червоні зорі - старі, вони перебувають на завершальних етапах свого існування.

спектральних характеристик. Загалом, спектра́льний кла́с певної зорі надає інформацію

про фізичні умови в її атмосфері, де формується спектр зорі. Фізичні умови включають тиск випромінювання, поверхневу гравітацію, ефективну температуру та швидкість осьового обертання, що визначають розподіл потоку випромінювання за довжиною хвилі і визначають стан іонізації та збудження енергетичних рівнів хімічних елементів, лінії яких дають основний внесок до спектру зорі.

латинські літери O, B, A, F, G, K, M,

R та N, де клас O відповідає найгарячішим зорям, а класи M, R та N -- найхолоднішим зорям.