Eine Botschaft zum Thema der physikalischen Natur von Sternen. Zusammenfassung: Entwicklung und Struktur der Galaxie

Bundesamt für Bildung
Staatliche Bildungseinrichtung für höhere Berufsbildung
„Staatliche Pädagogische Universität Tscheljabinsk“ (GOU VPO „ChGPU“)

ZUSAMMENFASSUNG ZUM KONZEPT DER MODERNEN NATURWISSENSCHAFT

Thema: Physikalische Natur von Sternen

Abgeschlossen von: Rapokhina T.I.
543 Gruppe
Geprüft von: Barkova V.V.

Tscheljabinsk – 2012
INHALT
Einleitung……………………………………………………………3
Kapitel 1. Was ist ein Stern………………………………………………………4

Die Essenz der Sterne…………………………………………………………….. .4
Die Geburt der Sterne……………………………………………………………7

1.2 Entwicklung der Sterne……………… ……………………………………………………… 10
1.3 Das Ende eines Sterns……………………………………………………………….14
Kapitel 2. Physikalische Natur der Sterne………………………………………..24
2.1 Leuchtkraft …………………………………………………………… ………………….24
2.2 Temperatur………………………………………………………………… …………..…26
2.3 Spektren und chemische Zusammensetzung von Sternen…………………………….…… ……27
2.4 Durchschnittliche Sternendichte…………………………………………….28
2.5 Radius der Sterne…………………………………………………………….39
2.6 Masse der Sterne……………………………………………………………… 30
Fazit…………………………………………………………………..32
Referenzen……………………………………………………………33
Anhang…………………………………………………………………34

EINFÜHRUNG

Es gibt nichts einfacheres als einen Stern...
(A.S. Eddington)

Seit jeher versucht der Mensch, den Objekten und Phänomenen, die ihn umgeben, Namen zu geben. Dies gilt auch für Himmelskörper. Zunächst erhielten die hellsten, deutlich sichtbaren Sterne Namen, im Laufe der Zeit erhielten weitere Namen.
Die Entdeckung von Sternen, deren scheinbare Helligkeit sich im Laufe der Zeit ändert, führte zu besonderen Bezeichnungen. Sie werden mit lateinischen Großbuchstaben bezeichnet, gefolgt vom Namen des Sternbildes im Genitiv. Aber der erste veränderliche Stern, der in einer bestimmten Konstellation entdeckt wird, wird nicht mit dem Buchstaben A bezeichnet. Der Countdown beginnt mit dem Buchstaben R. Der nächste Stern wird mit dem Buchstaben S bezeichnet und so weiter. Wenn alle Buchstaben des Alphabets erschöpft sind, beginnt ein neuer Kreis, d. h. nach Z kommt wieder A. In diesem Fall können Buchstaben verdoppelt werden, zum Beispiel „RR“. „R Löwe“ bedeutet, dass es sich um den ersten veränderlichen Stern handelt, der im Sternbild Löwe entdeckt wurde.
Sterne sind für mich sehr interessant, deshalb habe ich beschlossen, einen Aufsatz zu diesem Thema zu schreiben.
Sterne sind entfernte Sonnen. Daher werden wir bei der Untersuchung der Natur von Sternen ihre physikalischen Eigenschaften mit den physikalischen Eigenschaften der Sonne vergleichen.

Kapitel 1. Was ist ein Stern?
1.1 ESSENZ DER STERNE
Bei sorgfältiger Betrachtung erscheint der Stern als leuchtender Punkt, manchmal mit divergierenden Strahlen. Das Strahlenphänomen ist mit einer Sehfunktion verbunden und hat nichts mit der physikalischen Natur des Sterns zu tun.
Jeder Stern ist die von uns entfernte Sonne. Der nächste Stern, Proxima, ist 270.000 Mal weiter von uns entfernt als die Sonne. Der hellste Stern am Himmel, Sirius, im Sternbild Großer Hund, befindet sich in einer Entfernung von 8x1013 km und hat etwa die gleiche Helligkeit wie eine 100-Watt-Glühbirne in einer Entfernung von 8 km (wenn man das nicht berücksichtigt). Lichtdämpfung in der Atmosphäre). Damit die Glühbirne jedoch aus demselben Winkel sichtbar ist, in dem die Scheibe des fernen Sirius sichtbar ist, muss ihr Durchmesser 1 mm betragen!
Bei guter Sicht und normaler Sicht sind gleichzeitig etwa 2.500 Sterne über dem Horizont zu sehen. 275 Sterne haben ihre eigenen Namen, zum Beispiel Algol, Aldebaran, Antares, Altair, Arcturus, Betelgeuse, Vega, Gemma, Dubhe, Canopus (der zweithellste Stern), Capella, Mizar, Polaris (Leitstern), Regulus, Rigel, Sirius, Spica, Heart of Karl, Taygeta, Fomalhaut, Sheat, Etamin, Electra usw.
Die Frage, wie viele Sterne es in einer bestimmten Konstellation gibt, ist bedeutungslos, da es ihr an Spezifität mangelt. Um zu antworten, müssen Sie die Sehschärfe des Beobachters, den Zeitpunkt der Beobachtungen (die Helligkeit des Himmels hängt davon ab) und die Höhe des Sternbildes kennen (dadurch ist es schwierig, einen schwachen Stern in der Nähe des Horizonts zu erkennen atmosphärische Lichtschwächung), der Beobachtungsort (in den Bergen ist die Atmosphäre sauberer, transparenter – daher sind mehr Sterne sichtbar) usw. Im Durchschnitt gibt es etwa 60 Sterne pro Sternbild, die mit bloßem Auge sichtbar sind (die meisten davon haben die Milchstraße und große Sternbilder). Im Sternbild Schwan kann man beispielsweise bis zu 150 Sterne zählen (Milchstraßenregion); und im Sternbild Löwe - nur 70. Im kleinen Sternbild Dreieck sind nur 15 Sterne sichtbar.
Wenn wir Sterne berücksichtigen, die bis zu 100-mal schwächer sind als die schwächsten Sterne, die für einen aufmerksamen Beobachter noch sichtbar sind, dann gibt es im Durchschnitt etwa 10.000 Sterne pro Sternbild.
Sterne variieren nicht nur in ihrer Helligkeit, sondern auch in ihrer Farbe. Beispielsweise sind Aldebaran (Stier), Antares (Skorpion), Betelgeuse (Orion) und Arcturus (Bootes) rot, und Vega (Lyra), Regulus (Löwe), Spica (Jungfrau) und Sirius (Canis Major) sind weiß und bläulich . .
Die Sterne funkeln. Dieses Phänomen ist in der Nähe des Horizonts deutlich sichtbar. Die Ursache für das Flackern ist die optische Inhomogenität der Atmosphäre. Bevor das Sternenlicht das Auge des Beobachters erreicht, durchquert es viele kleine Unregelmäßigkeiten in der Atmosphäre. In ihren optischen Eigenschaften ähneln sie Linsen, die Licht bündeln oder streuen. Die ständige Bewegung solcher Linsen verursacht Flimmern.
Der Grund für den Farbwechsel beim Flackern wird in Abb. 6 erläutert, aus der ersichtlich ist, dass blaues (c) und rotes (k) Licht desselben Sterns unterschiedliche Wege in der Atmosphäre zurücklegen, bevor es in das Auge des Beobachters eintritt ( Ö). Dies ist eine Folge der ungleichen Brechung von blauem und rotem Licht in der Atmosphäre. Inkonsistente Helligkeitsschwankungen (verursacht durch verschiedene Inhomogenitäten) führen zu unausgewogenen Farben.

Abb.6.
Im Gegensatz zum allgemeinen Flackern kann Farbflimmern nur bei Sternen in Horizontnähe beobachtet werden.
Bei einigen Sternen, sogenannten veränderlichen Sternen, erfolgen Helligkeitsänderungen viel langsamer und gleichmäßiger als bei der Szintillation, Abb. 7. Beispielsweise ändert der Stern Algol (Teufel) im Sternbild Perseus seine Helligkeit in einem Zeitraum von 2,867 Tagen. Die Gründe für die „Variabilität“ von Sternen sind vielfältig. Wenn zwei Sterne um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt kreisen, kann einer von ihnen den anderen periodisch überdecken (Algol-Fall). Darüber hinaus ändern einige Sterne ihre Helligkeit, wenn sie pulsieren. Andere Sterne verändern ihre Helligkeit bei Explosionen an der Oberfläche. Manchmal explodiert der gesamte Stern (dann wird eine Supernova beobachtet, deren Leuchtkraft milliardenfach größer ist als die der Sonne).

Abb.7.
Die Bewegungen der Sterne relativ zueinander mit Geschwindigkeiten von mehreren zehn Kilometern pro Sekunde führen zu einer allmählichen Veränderung der Sternmuster am Himmel. Allerdings ist die Lebenserwartung des Menschen zu kurz, als dass solche Veränderungen mit bloßem Auge erkennbar wären.

1.2 DIE GEBURT DER STERNE

Die moderne Astronomie hat zahlreiche Argumente für die Behauptung, dass Sterne durch die Kondensation von Gas- und Staubwolken im interstellaren Medium entstehen. Der Prozess der Sternentstehung aus dieser Umgebung dauert bis heute an. Die Aufklärung dieses Sachverhalts ist eine der größten Errungenschaften der modernen Astronomie. Bis vor relativ kurzer Zeit glaubte man, dass alle Sterne vor vielen Milliarden Jahren fast gleichzeitig entstanden seien. Der Zusammenbruch dieser metaphysischen Ideen wurde vor allem durch den Fortschritt der beobachtenden Astronomie und die Entwicklung der Theorie der Struktur und Entwicklung von Sternen erleichtert. Dadurch wurde klar, dass es sich bei vielen der beobachteten Sterne um relativ junge Objekte handelt und einige von ihnen entstanden, als der Mensch bereits auf der Erde war.
Ein wichtiges Argument für die Schlussfolgerung, dass Sterne aus dem interstellaren Gas-Staub-Medium entstehen, ist die Lage von Gruppen offensichtlich junger Sterne (den sogenannten „Assoziationen“) in den Spiralarmen der Galaxie. Tatsache ist, dass interstellares Gas radioastronomischen Beobachtungen zufolge hauptsächlich in den Spiralarmen von Galaxien konzentriert ist. Dies geschieht insbesondere in unserer Galaxie. Darüber hinaus geht aus detaillierten „Radiobildern“ einiger Galaxien in unserer Nähe hervor, dass die höchste Dichte an interstellarem Gas an den inneren (relativ zum Zentrum der entsprechenden Galaxie) Rändern der Spirale beobachtet wird, was eine natürliche Erklärung hat: auf deren Einzelheiten wir hier nicht näher eingehen. Doch gerade in diesen Teilen der Spiralen werden „HH-Zonen“, also Wolken aus ionisiertem interstellarem Gas, mit Methoden der optischen Astronomie beobachtet. Der Grund für die Ionisierung solcher Wolken kann nur die ultraviolette Strahlung massereicher heißer Sterne sein – offensichtlich junge Objekte.
Im Mittelpunkt des Problems der Entwicklung von Sternen steht die Frage nach den Quellen ihrer Energie. Im letzten Jahrhundert und zu Beginn dieses Jahrhunderts wurden verschiedene Hypothesen über die Natur der Energiequellen der Sonne und der Sterne aufgestellt. Einige Wissenschaftler glaubten beispielsweise, dass die Quelle der Sonnenenergie der kontinuierliche Fall von Meteoren auf ihrer Oberfläche sei, andere suchten die Quelle in der kontinuierlichen Kompression der Sonne. Die bei einem solchen Prozess freigesetzte potentielle Energie könnte unter bestimmten Bedingungen in Strahlung umgewandelt werden. Wie wir weiter unten sehen werden, kann diese Quelle in einem frühen Stadium der Entwicklung eines Sterns recht effektiv sein, sie kann jedoch in keiner Weise die Strahlung der Sonne für die erforderliche Zeit liefern.
Fortschritte in der Kernphysik ermöglichten es bereits in den späten dreißiger Jahren unseres Jahrhunderts, das Problem der Quellen stellarer Energie zu lösen. Eine solche Quelle sind thermonukleare Fusionsreaktionen, die in den Tiefen von Sternen bei den dort vorherrschenden sehr hohen Temperaturen (in der Größenordnung von zehn Millionen Grad) ablaufen.
Durch diese Reaktionen, deren Geschwindigkeit stark von der Temperatur abhängt, verwandeln sich Protonen in Heliumkerne, und die freigesetzte Energie „dringt“ langsam durch die Tiefen der Sterne und wird am Ende, stark umgewandelt, in den Weltraum emittiert. Dies ist eine äußerst leistungsstarke Quelle. Wenn wir davon ausgehen, dass die Sonne ursprünglich nur aus Wasserstoff bestand, der sich durch thermonukleare Reaktionen vollständig in Helium umwandelt, beträgt die freigesetzte Energiemenge etwa 10 52 Erg. Um die Strahlung über Milliarden von Jahren auf dem beobachteten Niveau zu halten, reicht es also aus, dass die Sonne nicht mehr als 10 % ihres ursprünglichen Wasserstoffvorrats „verbraucht“.
Nun können wir uns die Entwicklung eines Sterns wie folgt vorstellen. Aus bestimmten Gründen (mehrere davon können genannt werden) begann eine Wolke aus interstellarem Gas-Staub-Medium zu kondensieren. Ziemlich bald (natürlich im astronomischen Maßstab!) unter dem Einfluss von Kräften universelle Schwerkraft Aus dieser Wolke bildet sich eine relativ dichte undurchsichtige Gaskugel. Streng genommen kann dieser Ball noch nicht als Stern bezeichnet werden, da in seinen zentralen Regionen die Temperatur nicht ausreicht, um thermonukleare Reaktionen auszulösen. Der Gasdruck im Inneren des Balls ist noch nicht in der Lage, die Anziehungskräfte seiner einzelnen Teile auszugleichen, sodass er sich kontinuierlich komprimiert. Einige Astronomen gingen bisher davon aus, dass solche Protosterne in einzelnen Nebeln in Form sehr dunkler kompakter Formationen, den sogenannten Globuli, beobachtet würden. Die Erfolge der Radioastronomie zwangen uns jedoch, diesen eher naiven Standpunkt aufzugeben. Normalerweise entsteht nicht ein Protostern gleichzeitig, sondern eine mehr oder weniger zahlreiche Gruppe davon. Anschließend werden diese Gruppen zu Sternverbänden und Sternhaufen, die den Astronomen wohlbekannt sind. Es ist sehr wahrscheinlich, dass sich in diesem sehr frühen Stadium der Entwicklung eines Sterns um ihn herum Klumpen mit geringerer Masse bilden, die sich dann nach und nach in Planeten verwandeln.
Wenn sich ein Protostern zusammenzieht, steigt seine Temperatur und ein erheblicher Teil der freigesetzten potentiellen Energie wird in den umgebenden Weltraum abgestrahlt. Da die Abmessungen des kollabierenden Gasballs sehr groß sind, wird die Strahlung pro Einheit seiner Oberfläche unbedeutend sein. Da der Strahlungsfluss pro Flächeneinheit proportional zur vierten Potenz der Temperatur ist (Stefan-Boltzmann-Gesetz), ist die Temperatur der Oberflächenschichten des Sterns relativ niedrig, während seine Leuchtkraft fast der eines gewöhnlichen Sterns entspricht gleiche Masse. Daher befinden sich solche Sterne im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm rechts von der Hauptreihe, d. h. sie fallen je nach Wert ihrer Anfangsmasse in die Region der Roten Riesen oder Roten Zwerge.
Anschließend zieht sich der Protostern weiter zusammen. Seine Abmessungen werden kleiner und die Oberflächentemperatur steigt, wodurch das Spektrum immer früher wird. Wenn man sich also entlang des Spektrum-Leuchtkraft-Diagramms bewegt, wird sich der Protostern ziemlich schnell auf der Hauptreihe „setzen“. In diesem Zeitraum ist die Temperatur im Sterninneren bereits ausreichend, damit dort thermonukleare Reaktionen beginnen können. In diesem Fall gleicht der Gasdruck im Inneren des zukünftigen Sterns die Anziehungskraft aus und die Gaskugel hört auf, sich zu komprimieren. Aus einem Protostern wird ein Stern.

Prächtige Säulen, die hauptsächlich aus Wasserstoffgas und Staub bestehen, lassen im Adlernebel neugeborene Sterne entstehen.

Foto: NASA, ESA, STcI, J Hester und P Scowen (Arizona State University)

1.3 ENTWICKLUNG DER STERNE
Protosterne benötigen relativ wenig Zeit, um die frühesten Stadien ihrer Entwicklung zu durchlaufen. Wenn beispielsweise die Masse des Protosterns größer als die der Sonne ist, dauert es nur wenige Millionen Jahre, wenn nicht sogar mehrere hundert Millionen Jahre. Da die Evolutionszeit von Protosternen relativ kurz ist, ist diese früheste Phase der Sternentwicklung schwer zu erkennen. Dennoch werden offenbar Sterne in einem solchen Stadium beobachtet. Wir meinen sehr interessante Sterne Typ T Tauri, normalerweise in dunklen Nebeln eingetaucht.
Im Jahr 5966 wurde es völlig unerwartet möglich, Protosterne in den frühen Stadien ihrer Entwicklung zu beobachten. Radioastronomen waren sehr überrascht, als sie bei der Vermessung des Himmels bei einer Wellenlänge von 18 cm, entsprechend der OH-Radiolinie, helle, extrem kompakte Quellen (d. h. mit kleinen Winkelabmessungen) entdeckten. Das war so unerwartet, dass sie zunächst nicht einmal glauben wollten, dass solch helle Radiolinien zu einem Hydroxylmolekül gehören könnten. Es wurde die Hypothese aufgestellt, dass diese Linien zu einer unbekannten Substanz gehörten, die sofort den „passenden“ Namen „Mysterium“ erhielt. Das „Mysterium“ teilte jedoch sehr bald das Schicksal seiner optischen „Brüder“ – „Nebulia“ und „Krone“. Tatsache ist, dass die hellen Linien von Nebeln und der Sonnenkorona jahrzehntelang nicht mit bekannten Spektrallinien identifiziert werden konnten. Daher wurden sie bestimmten hypothetischen Elementen zugeschrieben, die auf der Erde unbekannt sind – „Nebulium“ und „Krone“. 1939-1941. Es konnte überzeugend gezeigt werden, dass die mysteriösen „Coronium“-Linien zu mehrfach ionisierten Atomen von Eisen, Nickel und Kalzium gehören.
Wenn es Jahrzehnte dauerte, „Nebulium“ und „Coronia“ zu „entlarven“, dann wurde innerhalb weniger Wochen nach der Entdeckung klar, dass die „Mysterium“-Linien zu gewöhnlichen Hydroxyllinien gehören, allerdings nur unter ungewöhnlichen Bedingungen.
Die Quellen des „Mysteriums“ sind also riesige, natürliche kosmische Maser, die auf der Welle der Hydroxyllinie arbeiten und deren Länge 18 cm beträgt. Bei Masern (und bei optischen und infraroten Frequenzen – bei Lasern) entsteht eine enorme Helligkeit Die Linie wird erreicht und ihre spektrale Breite ist klein. Bekanntlich ist eine Verstärkung der Strahlung in Leitungen aufgrund dieses Effekts möglich, wenn das Medium, in dem sich die Strahlung ausbreitet, auf irgendeine Weise „aktiviert“ wird. Dies bedeutet, dass eine „externe“ Energiequelle (das sogenannte „Pumpen“) die Konzentration von Atomen oder Molekülen auf der anfänglichen (oberen) Ebene ungewöhnlich hoch macht. Ohne ein ständig arbeitendes „Pumpen“ ist ein Maser oder Laser nicht möglich. Die Frage nach der Art des Mechanismus zum „Pumpen“ kosmischer Maser ist noch nicht endgültig geklärt. Höchstwahrscheinlich erfolgt das „Pumpen“ jedoch durch ziemlich starke Infrarotstrahlung. Zu anderen möglicher Mechanismus Beim „Pumpen“ kann es sich um eine chemische Reaktion handeln.
Der Mechanismus zum „Pumpen“ dieser Maser ist noch nicht ganz klar, aber man kann sich mit dem Maser-Mechanismus dennoch eine ungefähre Vorstellung von den physikalischen Bedingungen in den Wolken machen, die die 18-cm-Linie aussenden. Zunächst stellt sich heraus, dass diese Wolken sind ziemlich dicht: In einem Kubikzentimeter gibt es mindestens 10 8 -10 9 Partikel, und ein erheblicher (und vielleicht der größte) Teil davon sind Moleküle. Es ist unwahrscheinlich, dass die Temperatur zweitausend Grad übersteigt, höchstwahrscheinlich liegt sie bei etwa 1000 Grad. Diese Eigenschaften unterscheiden sich deutlich von den Eigenschaften selbst der dichtesten interstellaren Gaswolken. Angesichts der relativ geringen Größe der Wolken kommen wir unwillkürlich zu dem Schluss, dass sie eher den ausgedehnten, eher kalten Atmosphären von Überriesensternen ähneln. Es ist sehr wahrscheinlich, dass diese Wolken nichts anderes als ein frühes Stadium in der Entwicklung von Protosternen sind, unmittelbar nach ihrer Kondensation aus dem interstellaren Medium. Auch andere Fakten stützen diese Aussage (die der Autor dieses Buches bereits 1966 geäußert hat). In Nebeln, in denen kosmische Maser beobachtet werden, sind junge, heiße Sterne sichtbar. Folglich wurde der Prozess der Sternentstehung dort kürzlich beendet und wird höchstwahrscheinlich auch heute noch fortgesetzt. Das Merkwürdigste ist vielleicht, dass kosmische Maser dieser Art, wie radioastronomische Beobachtungen zeigen, sozusagen in kleine, sehr dichte Wolken aus ionisiertem Wasserstoff „eingetaucht“ sind. Diese Wolken enthalten viel kosmischen Staub und sind daher im optischen Bereich nicht beobachtbar. Solche „Kokons“ werden durch den jungen, heißen Stern in ihrem Inneren ionisiert. Die Infrarotastronomie hat sich bei der Untersuchung von Sternentstehungsprozessen als sehr nützlich erwiesen. Tatsächlich ist die interstellare Lichtabsorption für Infrarotstrahlen nicht so wichtig.
Wir können uns nun folgendes Bild vorstellen: Aus der Wolke des interstellaren Mediums entstehen durch deren Kondensation mehrere Klumpen unterschiedlicher Masse, die sich zu Protosternen entwickeln. Die Evolutionsgeschwindigkeit ist unterschiedlich: Bei massiveren Klumpen ist sie höher. Daher wird sich der massereichste Klumpen zuerst in einen heißen Stern verwandeln, während der Rest mehr oder weniger lange im Protosternstadium verweilt. Wir beobachten sie als Quellen von Maserstrahlung in unmittelbarer Nähe eines „neugeborenen“ heißen Sterns, die den „Kokon“-Wasserstoff ionisieren, der nicht zu Klumpen kondensiert ist. Natürlich wird dieses grobe Schema noch weiter verfeinert und es werden natürlich auch erhebliche Änderungen daran vorgenommen. Aber die Tatsache bleibt bestehen: Es stellte sich unerwartet heraus, dass neugeborene Protosterne für einige Zeit (höchstwahrscheinlich für eine relativ kurze Zeit) im übertragenen Sinne über ihre Geburt „schreien“ und dabei die neuesten Methoden der Quantenradiophysik (d. h. Maser) verwenden.
Sobald der Stern auf der Hauptreihe ist und aufgehört hat zu brennen, strahlt er lange Zeit, praktisch ohne seine Position im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm zu ändern. Seine Strahlung wird durch thermonukleare Reaktionen unterstützt, die in den zentralen Regionen stattfinden. Somit ist die Hauptreihe sozusagen eine geometrische Position von Punkten im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm, an denen ein Stern (abhängig von seiner Masse) aufgrund thermonuklearer Reaktionen lange und stetig emittieren kann. Der Platz eines Sterns auf der Hauptreihe wird durch seine Masse bestimmt. Es ist zu beachten, dass es einen weiteren Parameter gibt, der die Position des im Gleichgewicht emittierenden Sterns im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm bestimmt. Dieser Parameter ist die anfängliche chemische Zusammensetzung des Sterns. Wenn die relative Häufigkeit schwerer Elemente abnimmt, wird der Stern im Diagramm unten „fallen“. Dieser Umstand erklärt das Vorhandensein einer Folge von Unterzwergen. Wie oben erwähnt, ist die relative Häufigkeit schwerer Elemente in diesen Sternen um ein Vielfaches geringer als in Hauptreihensternen.
Die Verweildauer eines Sterns in der Hauptreihe wird durch seine Anfangsmasse bestimmt. Wenn die Masse groß ist, hat die Strahlung des Sterns eine enorme Kraft und er verbraucht schnell seine Reserven an Wasserstoff-„Brennstoff“. Beispielsweise können Hauptreihensterne mit einer Masse, die mehrere zehn Mal größer als die der Sonne ist (das sind heiße blaue Riesen der Spektralklasse O), gleichmäßig emittieren und dabei nur einige Millionen Jahre in dieser Reihe bleiben, während Sterne mit einer Masse nahe bei Sonnenenergie, befinden sich seit 10–15 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe.
Das „Ausbrennen“ von Wasserstoff (d. h. seine Umwandlung in Helium bei thermonuklearen Reaktionen) findet nur in den zentralen Regionen des Sterns statt. Dies erklärt sich dadurch, dass die Sternmaterie nur in den zentralen Regionen des Sterns gemischt wird, wo Kernreaktionen stattfinden, während in den äußeren Regionen der relative Wasserstoffgehalt unverändert bleibt. Da die Menge an Wasserstoff in den zentralen Regionen des Sterns begrenzt ist, wird er dort früher oder später (abhängig von der Masse des Sterns) fast vollständig „ausbrennen“. Berechnungen zeigen, dass Masse und Radius seiner zentralen Region, in der Kernreaktionen stattfinden, allmählich abnehmen, während sich der Stern im Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm langsam nach rechts bewegt. Dieser Prozess läuft bei relativ massereichen Sternen viel schneller ab.
Was passiert mit einem Stern, wenn der gesamte (oder fast der gesamte) Wasserstoff in seinem Kern „ausbrennt“? Da die Energiefreisetzung in den zentralen Regionen des Sterns aufhört, können Temperatur und Druck dort nicht auf dem Niveau gehalten werden, das erforderlich ist, um der Gravitationskraft entgegenzuwirken, die den Stern zusammendrückt. Der Kern des Sterns beginnt sich zusammenzuziehen und seine Temperatur steigt. Es entsteht ein sehr dichter heißer Bereich, der aus Helium (in das Wasserstoff umgewandelt wurde) mit einer kleinen Beimischung schwererer Elemente besteht. Ein Gas in diesem Zustand wird als „entartet“ bezeichnet. Es hat eine Reihe interessanter Eigenschaften. In dieser dichten heißen Region werden keine Kernreaktionen stattfinden, sie werden jedoch am Rande des Kerns in einer relativ dünnen Schicht ziemlich intensiv ablaufen. Der Stern „schwillt“ sozusagen an und beginnt von der Hauptreihe abzusteigen und bewegt sich in die Region der Roten Riesen. Darüber hinaus stellt sich heraus, dass Riesensterne mit einem geringeren Gehalt an schweren Elementen bei gleicher Größe eine höhere Leuchtkraft haben.

Entwicklung eines Sterns der Klasse G am Beispiel der Sonne:

1.4 ENDE EINES STERNS
Was passiert mit Sternen, wenn die Helium-Kohlenstoff-Reaktion in den zentralen Regionen erschöpft ist, ebenso wie die Wasserstoffreaktion in der dünnen Schicht, die den heißen, dichten Kern umgibt? Welche Evolutionsstufe wird nach der Stufe des Roten Riesen kommen?

Weiße Zwerge

Die Gesamtheit der Beobachtungsdaten sowie eine Reihe theoretischer Überlegungen deuten darauf hin, dass Sterne mit einer Masse von weniger als 1,2 Sonnenmassen in diesem Stadium der Evolution einen erheblichen Teil ihrer Masse „abwerfen“ und ihre äußere Hülle bilden. Wir beobachten einen solchen Prozess offenbar als Bildung sogenannter „planetarischer Nebel“. Nachdem sich die äußere Hülle mit relativ geringer Geschwindigkeit vom Stern gelöst hat, werden seine inneren, sehr heißen Schichten „freigelegt“. In diesem Fall dehnt sich die abgetrennte Hülle aus und entfernt sich immer weiter vom Stern.
Die starke ultraviolette Strahlung des Sterns – dem Kern des planetarischen Nebels – ionisiert die Atome in der Hülle und regt sie zum Leuchten an. Nach einigen Zehntausend Jahren löst sich die Hülle auf und es bleibt nur ein kleiner, sehr heißer und dichter Stern übrig. Allmählich, eher langsam abkühlend, verwandelt er sich in einen Weißen Zwerg.
So scheinen Weiße Zwerge im Inneren von Sternen zu „reifen“ – Rote Riesen – und „zu entstehen“, nachdem sich die äußeren Schichten der Riesensterne getrennt haben. In anderen Fällen erfolgt die Ablösung der äußeren Schichten möglicherweise nicht durch die Bildung planetarischer Nebel, sondern durch den allmählichen Austritt von Atomen. Auf die eine oder andere Weise stellen Weiße Zwerge, bei denen der gesamte Wasserstoff „ausgebrannt“ ist und die Kernreaktionen zum Stillstand gekommen sind, offenbar das Endstadium in der Entwicklung der meisten Sterne dar. Die logische Schlussfolgerung daraus ist die Erkenntnis eines genetischen Zusammenhangs zwischen den jüngsten Entwicklungsstadien von Sternen und Weißen Zwergen.

Weiße Zwerge mit Kohlenstoffatmosphäre

In einer Entfernung von 500 Lichtjahren von der Erde befindet sich im Sternbild Wassermann ein sterbender Stern wie die Sonne. In den letzten tausend Jahren hat dieser Stern den Helixnebel hervorgebracht, einen gut untersuchten nahe gelegenen planetarischen Nebel. Ein planetarischer Nebel ist das übliche letzte Entwicklungsstadium für Sterne dieser Art. Dieses Bild des Helixnebels vom Infrarot-Weltraumobservatorium zeigt Strahlung, die hauptsächlich von expandierenden Hüllen aus molekularem Wasserstoff stammt. Der Staub, der normalerweise in solchen Nebeln vorhanden ist, sollte ebenfalls intensive Strahlung im Infrarotbereich abgeben. Es scheint jedoch in diesem Nebel zu fehlen. Der Grund könnte im Zentralstern selbst liegen – einem Weißen Zwerg. Dieser kleine, aber sehr heiße Stern strahlt Energie im kurzwelligen Ultraviolett aus und ist daher im Infrarotbild nicht sichtbar. Astronomen glauben, dass diese intensive ultraviolette Strahlung im Laufe der Zeit den Staub zersetzt haben könnte. Es wird auch erwartet, dass die Sonne innerhalb von 5 Milliarden Jahren das Stadium eines planetarischen Nebels durchläuft.

Auf den ersten Blick hat der Helixnebel (oder NGC 7293) eine einfache runde Form. Nun ist jedoch klar, dass dieser gut untersuchte planetarische Nebel, der von einem sonnenähnlichen Stern erzeugt wurde, der sich dem Ende seines Lebens nähert, eine überraschend komplexe Struktur aufweist. Seine ausgedehnten Schleifen und kometenähnlichen Gas- und Staubklumpen wurden in Bildern des Hubble-Weltraumteleskops untersucht. Dieses klare Bild des Helixnebels wurde jedoch mit einem Teleskop mit einem Linsendurchmesser von nur 16 Zoll (40,6 cm) aufgenommen, das mit einer Kamera und einer Reihe von Breitband- und Schmalbandfiltern ausgestattet war. Das Farbkompositbild enthüllt faszinierende Strukturdetails, darunter etwa ein Lichtjahr lange blaugrüne radiale Streifen oder Speichen, die den Nebel einem kosmischen Fahrradrad ähneln lassen. Das Vorhandensein von Speichen scheint darauf hinzuweisen, dass der Helixnebel selbst ein alter, entwickelter planetarischer Nebel ist. Der Nebel befindet sich nur 700 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Wassermann.

Schwarze Zwerge

Mit zunehmender Abkühlung emittieren sie immer weniger und verwandeln sich in unsichtbare „schwarze“ Zwerge. Dabei handelt es sich um tote, kalte Sterne von sehr hoher Dichte, millionenfach dichter als Wasser. Ihre Größen sind kleiner Globus, obwohl die Massen mit denen der Sonne vergleichbar sind. Der Abkühlungsprozess von Weißen Zwergen dauert viele hundert Millionen Jahre. Auf diese Weise beenden die meisten Sterne ihre Existenz. Das endgültige Leben relativ massereicher Sterne kann jedoch viel dramatischer sein.

Neutronensterne

Wenn die Masse eines kollabierenden Sterns die Masse der Sonne um mehr als das 1,4-fache übersteigt, wird ein solcher Stern, der das Stadium des Weißen Zwergs erreicht hat, dort nicht aufhören. Die Gravitationskräfte sind dabei sehr stark, so dass Elektronen in das Innere der Atomkerne gedrückt werden. Dadurch werden Isotope zu Neutronen, die lückenlos zueinander fliegen können. Die Dichte von Neutronensternen übertrifft sogar die von Weißen Zwergen; Wenn die Masse des Materials jedoch 3 Sonnenmassen nicht überschreitet, können Neutronen wie Elektronen selbst eine weitere Kompression verhindern. Ein typischer Neutronenstern hat nur einen Durchmesser von 10 bis 15 km und ein Kubikzentimeter seiner Materie wiegt etwa eine Milliarde Tonnen. Neben ihrer unglaublich hohen Dichte verfügen Neutronensterne über zwei weitere besondere Eigenschaften, die sie trotz ihrer geringen Größe nachweisbar machen: schnelle Rotation und ein starkes Magnetfeld. Im Allgemeinen rotieren alle Sterne, aber wenn sich ein Stern zusammenzieht, erhöht sich seine Rotationsgeschwindigkeit – so wie sich ein Eiskunstläufer auf dem Eis viel schneller dreht, wenn er seine Hände an sich drückt. Ein Neutronenstern dreht sich mehrmals pro Sekunde. Neben dieser außergewöhnlich schnellen Rotation verfügen Neutronensterne über ein millionenfach stärkeres Magnetfeld als das der Erde.

Hubble sah einen einzelnen Neutronenstern im Weltraum.

Pulsare

Die ersten Pulsare wurden 1968 entdeckt, als Radioastronomen regelmäßige Signale entdeckten, die von vier Punkten in der Galaxie zu uns kamen. Wissenschaftler waren erstaunt über die Tatsache, dass einige natürliche Objekte in einem so regelmäßigen und schnellen Rhythmus Radioimpulse aussenden konnten. Zunächst vermuteten Astronomen jedoch für kurze Zeit die Beteiligung einiger denkender Lebewesen, die in den Tiefen der Galaxie lebten. Aber bald wurde eine natürliche Erklärung gefunden. Im starken Magnetfeld eines Neutronensterns erzeugen spiralförmige Elektronen Radiowellen, die wie ein Scheinwerfer in einem schmalen Strahl abgestrahlt werden. Der Stern dreht sich schnell und der Funkstrahl kreuzt unsere Beobachtungslinie wie ein Leuchtfeuer. Einige Pulsare senden nicht nur Radiowellen, sondern auch Licht, Röntgen- und Gammastrahlen aus. Die Periode der langsamsten Pulsare beträgt etwa vier Sekunden und die der schnellsten tausendstel Sekunden. Die Rotation dieser Neutronensterne wurde aus irgendeinem Grund noch beschleunigt; vielleicht sind sie Teil binärer Systeme.
Dank des verteilten Computerprojekts Einstein@Home wurden im Jahr 2012 63 Pulsare gefunden.

Dunkler Pulsar

Supernovae

Sterne, deren Masse nicht 1,4 Sonnenmassen erreicht, sterben ruhig und gelassen. Was passiert mit massereicheren Sternen? Wie entstehen Neutronensterne und Schwarze Löcher? Eine katastrophale Explosion, die das Leben eines massereichen Sterns beendet, ist ein wirklich spektakuläres Ereignis. Dies ist das stärkste Naturphänomen, das in den Sternen auftritt. In einem Augenblick wird mehr Energie freigesetzt, als unsere Sonne in 10 Milliarden Jahren emittiert. Der von einem sterbenden Stern emittierte Lichtstrom entspricht dem einer ganzen Galaxie, und sichtbares Licht macht nur einen kleinen Bruchteil der Gesamtenergie aus. Die Überreste des explodierenden Sterns fliegen mit einer Geschwindigkeit von bis zu 20.000 km pro Sekunde davon.
Solche gewaltigen Sternexplosionen nennt man Supernovae. Supernovae sind ein ziemlich seltenes Phänomen. Jedes Jahr werden 20 bis 30 Supernovae in anderen Galaxien entdeckt, hauptsächlich als Ergebnis systematischer Suchen. Im Laufe eines Jahrhunderts kann jede Galaxie eins bis vier haben. Allerdings wurden in unserer eigenen Galaxie seit 1604 keine Supernovae mehr beobachtet. Sie existierten zwar, blieben aber aufgrund der großen Staubmenge in der Milchstraße unsichtbar.

Supernova-Explosion.

Schwarze Löcher

Von einem Stern mit einer Masse von mehr als drei Sonnenmassen und einem Radius von mehr als 8,85 Kilometern kann kein Licht mehr in den Weltraum entweichen. Der die Oberfläche verlassende Strahl wird im Schwerkraftfeld so stark gebogen, dass er zur Oberfläche zurückkehrt. Lichtquanten
usw.................

Das Senden Ihrer guten Arbeit an die Wissensdatenbank ist ganz einfach. Nutzen Sie das untenstehende Formular

Studierende, Doktoranden und junge Wissenschaftler, die die Wissensbasis in ihrem Studium und ihrer Arbeit nutzen, werden Ihnen sehr dankbar sein.

Gepostet auf http://www.allbest.ru/

Prüfung

zum Thema: „Die Natur der Sterne“

Gruppenschüler

Matajew Boris Nikolajewitsch

Tjumen 2010

Natur der Sterne

„Es gibt nichts Einfacheres als einen Stern“ (A. Eddington, 1926)

Grundlage dieses Themas sind Informationen zur Astrophysik (Sonnenphysik, Heliobiologie, Sternphysik, theoretische Astrophysik), Himmelsmechanik, Kosmogonie und Kosmologie.

Einführung

Kapitel 1. Sterne. Arten von Sternen.

1.1 Normale Sterne

1.2 Riesen und Zwerge

1.3 Lebenszyklus Sterne

1.4 Pulsierende veränderliche Sterne

1.5 Unregelmäßige veränderliche Sterne

1,6 Flare-Sterne

1,7 Doppelsterne

1.8 Entdeckung von Doppelsternen

1.9 Nahe Doppelsterne

1.10 Der Stern läuft über

1.11 Neutronensterne

1.12 Krebsnebel

1.13 Name der Supernovae

Kapitel 2. Physikalische Natur von Sternen.

2.1 Farbe und Temperatur von Sternen

2.2 Spektren und chemische Zusammensetzung von Sternen

2.3 Sternleuchtkräfte

2.4 Radien von Sternen

2,5 Sternmassen

2.6 Durchschnittliche Sternendichte

Abschluss

Liste der verwendeten Quellen

Glossar

Einführung

Aus Sicht der modernen Astronomie sind Sterne sonnenähnliche Himmelskörper. Sie sind sehr weit von uns entfernt und werden daher von uns als winzige Punkte wahrgenommen, die am Nachthimmel sichtbar sind. Sterne variieren in ihrer Helligkeit und Größe. Einige von ihnen haben die gleiche Größe und Helligkeit wie unsere Sonne, andere unterscheiden sich in diesen Parametern stark von ihnen. Es gibt eine komplexe Theorie der inneren Prozesse in der Sternmaterie, und Astronomen behaupten, dass sie damit den Ursprung, die Geschichte und den Tod von Sternen im Detail erklären können.

Kapitel 1. Sterne. Arten von Sternen

3stars sind Neugeborene, junge, mittlere und alte. Ständig entstehen neue Sterne und ständig sterben alte.

Die jüngsten, T-Tauri-Sterne genannt (nach einem der Sterne im Sternbild Stier), ähneln der Sonne, sind aber viel jünger als sie. Tatsächlich befinden sie sich noch im Entstehungsprozess und sind Beispiele für Protosterne (Primärsterne).

Dabei handelt es sich um veränderliche Sterne, deren Leuchtkraft sich ändert, da sie noch keinen stationären Existenzmodus erreicht haben. Viele T-Tauri-Sterne sind von rotierenden Materialscheiben umgeben; Von solchen Sternen gehen starke Winde aus. Die Energie der Materie, die unter dem Einfluss der Schwerkraft auf den Protostern fällt, wird in Wärme umgewandelt. Dadurch steigt die Temperatur im Inneren des Protosterns ständig an. Wenn sein zentraler Teil so heiß wird, dass die Kernfusion beginnt, verwandelt sich der Protostern in einen normalen Stern. Sobald Kernreaktionen beginnen, verfügt der Stern über eine Energiequelle, die seine Existenz für sehr lange Zeit aufrechterhalten kann. Wie lange, hängt von der Größe des Sterns zu Beginn des Prozesses ab, aber ein Stern von der Größe unserer Sonne hätte genug Treibstoff, um sich etwa 10 Milliarden Jahre lang zu ernähren.

Es kommt jedoch vor, dass Sterne, die viel massereicher sind als die Sonne, nur wenige Millionen Jahre überleben; Der Grund dafür ist, dass sie ihren Kernbrennstoff viel schneller komprimieren.

1.1 Normale Sterne

Alle Sterne ähneln grundsätzlich unserer Sonne: Sie sind riesige Kugeln aus sehr heißem, glühendem Gas, in deren Tiefen Kernenergie erzeugt wird. Aber nicht alle Sterne sind genau wie die Sonne. Der offensichtlichste Unterschied ist die Farbe. Es gibt Sterne, die rötlich oder bläulich sind, nicht gelb.

Darüber hinaus unterscheiden sich Sterne sowohl in der Helligkeit als auch in der Brillanz. Wie hell ein Stern am Himmel erscheint, hängt nicht nur von seiner wahren Leuchtkraft ab, sondern auch von der Entfernung, die ihn von uns trennt. Unter Berücksichtigung der Entfernungen variiert die Helligkeit von Sternen in einem weiten Bereich: von einem Zehntausendstel der Helligkeit der Sonne bis zur Helligkeit von mehr als einer Million Sonnen. Die überwiegende Mehrheit der Sterne scheint sich näher am dunklen Ende dieser Skala zu befinden. Die Sonne, die in vielerlei Hinsicht ein typischer Stern ist, ist viel leuchtender als die meisten anderen Sterne. Mit bloßem Auge sind nur sehr wenige von Natur aus lichtschwache Sterne zu erkennen. In den Sternbildern unseres Himmels liegt das Hauptaugenmerk auf den „Signallichtern“ ungewöhnlicher Sterne, die über eine sehr hohe Leuchtkraft verfügen. Sternenentwicklung im Universum

Warum variieren Sterne so stark in ihrer Helligkeit? Es stellt sich heraus, dass dies nicht von der Masse des Sterns abhängt.

Die in einem bestimmten Stern enthaltene Materiemenge bestimmt seine Farbe und Helligkeit sowie die Art und Weise, wie sich die Helligkeit im Laufe der Zeit ändert. Die Mindestmasse, die ein Stern benötigt, um ein Stern zu sein, beträgt etwa ein Zwölftel der Masse der Sonne.

1.2 Riesen und Zwerge

Die massereichsten Sterne sind auch die heißesten und hellsten. Sie erscheinen weiß oder bläulich. Trotz ihrer enormen Größe produzieren diese Sterne so kolossale Mengen an Energie, dass alle ihre Kernbrennstoffreserven in nur wenigen Millionen Jahren erschöpft sind.

Im Gegensatz dazu sind Sterne mit geringer Masse immer dunkel und haben eine rötliche Farbe. Sie können viele Milliarden Jahre lang existieren.

Unter den sehr hellen Sternen an unserem Himmel gibt es jedoch rote und orangefarbene. Dazu gehören Aldebaran – das Auge des Stiers im Sternbild Stier und Antares im Sternbild Skorpion. Wie können diese kühlen Sterne mit schwach leuchtenden Oberflächen mit weißglühenden Sternen wie Sirius und Wega konkurrieren? Die Antwort ist, dass sich diese Sterne enorm ausgedehnt haben und jetzt viel größer sind als normale rote Sterne. Aus diesem Grund werden sie Riesen oder sogar Überriesen genannt.

Aufgrund ihrer enormen Oberfläche emittieren Riesen unmessbar mehr Energie als normale Sterne wie die Sonne, obwohl ihre Oberflächentemperaturen viel niedriger sind. Der Durchmesser eines Roten Überriesen – zum Beispiel Beteigeuze im Orion – ist mehrere Hundert Mal größer als der Durchmesser der Sonne. Im Gegensatz dazu beträgt die Größe eines normalen roten Sterns typischerweise nicht mehr als ein Zehntel der Größe der Sonne. Im Gegensatz zu den Riesen werden sie „Zwerge“ genannt.

Sterne werden in verschiedenen Phasen ihres Lebens zu Riesen und Zwergen, und ein Riese kann schließlich zu einem Zwerg werden, wenn er das „Alter“ erreicht.

1.3 Lebenszyklus eines Sterns

Ein gewöhnlicher Stern wie die Sonne setzt Energie frei, indem er in einem Kernofen in seinem Kern Wasserstoff in Helium umwandelt. Sonne und Sterne verändern sich in regelmäßiger (richtiger) Weise – ein Abschnitt ihres Diagramms über einen Zeitraum von bestimmter Länge (Periode) wiederholt sich immer wieder. Andere Sterne verändern sich völlig unvorhersehbar.

Zu den regulären veränderlichen Sternen gehören pulsierende Sterne und Doppelsterne. Die Lichtmenge ändert sich, weil Sterne pulsieren oder Materialwolken aussenden. Aber es gibt noch eine andere Gruppe veränderlicher Sterne, die doppelt (binär) sind.

Wenn wir eine Änderung der Helligkeit von Doppelsternen beobachten, bedeutet das, dass eines von mehreren möglichen Phänomenen aufgetreten ist. Beide Sterne können in unserer Sichtlinie sein, da sie auf ihren Umlaufbahnen direkt aneinander vorbeiziehen können. Solche Systeme werden verdunkelnde Doppelsterne genannt. Das bekannteste Beispiel dieser Art ist der Stern Algol im Sternbild Perseus. Bei einem eng beieinander liegenden Paar kann Materie von einem Stern zum anderen strömen, oft mit dramatischen Folgen.

1.4 Pulsierende veränderliche Sterne

Einige der regelmäßigsten veränderlichen Sterne pulsieren, ziehen sich zusammen und dehnen sich wieder aus – als würden sie mit einer bestimmten Frequenz vibrieren, ähnlich wie eine Saite. Musikinstrument. Die bekannteste Art solcher Sterne sind die Cepheiden, benannt nach dem Stern Delta Cephei typisches Beispiel. Dies sind Überriesensterne, ihre Masse übersteigt die Masse der Sonne um das 3- bis 10-fache und ihre Leuchtkraft ist hunderte und sogar tausende Male höher als die der Sonne. Die Pulsationsperiode der Cepheiden wird in Tagen gemessen. Wenn ein Cepheide pulsiert, ändern sich sowohl die Fläche als auch die Temperatur seiner Oberfläche, was zu einer allgemeinen Änderung seiner Helligkeit führt.

Mira, der erste beschriebene veränderliche Stern, und andere Sterne wie er verdanken ihre Variabilität Pulsationen. Das sind coole rote Riesen letzte Stufe Im Laufe ihrer Existenz sind sie dabei, ihre äußeren Schichten wie eine Hülle vollständig abzuwerfen und einen planetarischen Nebel zu erzeugen. Die meisten roten Überriesen, wie Beteigeuze im Orion, variieren nur innerhalb bestimmter Grenzen.

Mit speziellen Beobachtungsgeräten entdeckten Astronomen große dunkle Flecken auf der Oberfläche von Beteigeuze.

RR-Lyrae-Sterne stellen eine weitere wichtige Gruppe pulsierender Sterne dar. Dabei handelt es sich um alte Sterne mit etwa der gleichen Masse wie die Sonne. Viele von ihnen kommen in Kugelsternhaufen vor. In der Regel ändern sie ihre Helligkeit in etwa einem Tag um eine Größenordnung. Ihre Eigenschaften werden, wie die der Cepheiden, zur Berechnung astronomischer Entfernungen genutzt.

1.5 Unregelmäßige veränderliche Sterne

R Corona Nord und seine Stars verhalten sich auf völlig unvorhersehbare Weise. Dieser Stern ist normalerweise mit bloßem Auge zu erkennen. Alle paar Jahre sinkt seine Helligkeit auf etwa die achte Größenordnung, nimmt dann allmählich zu und erreicht wieder das vorherige Niveau. Der Grund dafür liegt offenbar darin, dass dieser Überriesen Wolken aus Kohlenstoff ausstößt, die zu Körnern kondensieren und so etwas wie Ruß bilden. Wenn eine dieser dicken schwarzen Wolken zwischen uns und einem Stern vorbeizieht, blockiert sie das Licht des Sterns, bis sich die Wolke im Weltraum auflöst.

Sterne dieser Art produzieren dicken Staub, der in Regionen, in denen Sterne entstehen, wichtig ist.

1,6 Flare-Sterne

Magnetische Phänomene auf der Sonne verursachen Sonnenflecken und Sonneneruptionen, können die Helligkeit der Sonne jedoch nicht wesentlich beeinflussen. Bei einigen Sternen – Roten Zwergen – ist dies nicht der Fall: Auf ihnen erreichen solche Flares enorme Ausmaße, und dadurch kann die Lichtstrahlung um eine ganze Sterngröße oder sogar mehr zunehmen. Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist ein solcher Flare-Stern. Diese Lichtausbrüche sind nicht im Voraus vorhersehbar und dauern nur wenige Minuten.

1,7 Doppelsterne

Ungefähr die Hälfte aller Sterne in unserer Galaxie gehören zu Doppelsternsystemen, sodass Doppelsterne, die einander umkreisen, ein sehr häufiges Phänomen sind.

Die Zugehörigkeit zu einem Doppelsternsystem hat großen Einfluss auf das gesamte Leben eines Sterns, insbesondere wenn die Partner nahe beieinander liegen. Materieströme, die von einem Stern zum anderen strömen, führen zu dramatischen Explosionen wie Novae und Supernovae.

Doppelsterne werden durch die gegenseitige Schwerkraft zusammengehalten. Beide Sterne des Doppelsternsystems drehen sich auf elliptischen Bahnen um einen bestimmten zwischen ihnen liegenden Punkt, den sogenannten Schwerpunkt dieser Sterne. Dies kann man sich als Dreh- und Angelpunkt vorstellen, wenn man sich die Sterne vorstellt, die auf einer Kinderschaukel sitzen: jeder an seinem eigenen Ende eines Bretts, das auf einem Baumstamm steht. Je weiter die Sterne voneinander entfernt sind, desto länger dauern ihre Umlaufbahnen. Die meisten Doppelsterne (oder einfach Doppelsterne) liegen zu nahe beieinander, als dass sie selbst mit den leistungsstärksten Teleskopen einzeln unterschieden werden könnten. Wenn der Abstand zwischen den Partnern groß genug ist, kann die Umlaufzeit in Jahren gemessen werden, manchmal sogar in einem Jahrhundert oder sogar länger.

Doppelsterne, die Sie separat sehen können, werden als sichtbare Doppelsterne bezeichnet.

1.8 Entdeckung von Doppelsternen

Am häufigsten erkennt man Doppelsterne entweder an der ungewöhnlichen Bewegung des helleren Sterns oder an ihrem kombinierten Spektrum. Wenn ein Stern regelmäßig am Himmel schwankt, bedeutet das, dass er einen unsichtbaren Partner hat. Man spricht dann von einem astrometrischen Doppelstern, der durch Messungen seiner Position entdeckt wurde.

Spektroskopische Doppelsterne erkennt man an Veränderungen und besonderen Merkmalen in ihren Spektren. Das Spektrum eines gewöhnlichen Sterns wie der Sonne gleicht einem durchgehenden Regenbogen, der von zahlreichen schmalen Linien – den sogenannten Absorptionslinien – durchzogen wird. Die genauen Farben dieser Linien ändern sich, wenn sich der Stern auf uns zu oder von uns weg bewegt. Dieses Phänomen wird Doppler-Effekt genannt. Wenn sich die Sterne eines Doppelsternsystems auf ihren Bahnen bewegen, nähern sie sich uns abwechselnd und entfernen sich dann wieder. Dadurch verschieben sich die Linien ihrer Spektren in einem Teil des Regenbogens. Solche sich bewegenden Linien im Spektrum weisen darauf hin, dass der Stern doppelt ist.

Wenn beide Mitglieder eines Binärsystems ungefähr die gleiche Helligkeit haben, sind im Spektrum zwei Linienscharen zu sehen. Wenn ein Stern viel heller ist als der andere, wird sein Licht dominieren, aber regelmäßige Verschiebungen der Spektrallinien verraten dennoch seine wahre binäre Natur.

Die Messung der Geschwindigkeiten von Sternen in einem Doppelsternsystem und die Anwendung der gesetzlichen Schwerkraft sind eine wichtige Methode zur Bestimmung der Sternmassen. Die Untersuchung von Doppelsternen ist die einzige direkte Möglichkeit, Sternmassen zu berechnen. Allerdings ist es nicht so einfach, im Einzelfall eine genaue Antwort zu bekommen.

1.9 Nahe Doppelsterne

In einem System eng beieinander liegender Doppelsterne neigen die gegenseitigen Gravitationskräfte dazu, jeden von ihnen zu dehnen und ihm die Form einer Birne zu verleihen. Wenn die Schwerkraft stark genug ist, kommt es zu einem kritischen Moment, in dem Materie von einem Stern wegfließt und auf einen anderen fällt. Um diese beiden Sterne herum gibt es einen bestimmten Bereich in Form einer dreidimensionalen Acht, deren Oberfläche die kritische Grenze darstellt.

Diese beiden birnenförmigen Figuren, die jeweils einen anderen Stern umgeben, werden Roche-Lappen genannt. Wenn einer der Sterne so groß wird, dass er seinen Roche-Lappen ausfüllt, strömt Materie von ihm zum anderen Stern an der Stelle, an der sich die Hohlräume berühren. Häufig fällt Sternmaterial nicht direkt auf den Stern, sondern wird zunächst in einen Wirbel verwirbelt und bildet so eine sogenannte Akkretionsscheibe. Wenn sich beide Sterne so stark ausgedehnt haben, dass sie ihre Roche-Lappen ausgefüllt haben, entsteht ein Kontakt-Doppelstern. Das Material beider Sterne vermischt sich und verschmilzt zu einer Kugel um die beiden Sternkerne. Da alle Sterne irgendwann zu Riesen anwachsen und viele Sterne Doppelsterne sind, sind interagierende Doppelsternsysteme keine Seltenheit.

1.10 Der Stern läuft über

Eines der auffälligsten Ergebnisse des Massentransfers in Doppelsternen ist der sogenannte Nova-Ausbruch.

Ein Stern dehnt sich so stark aus, dass er seinen Roche-Lappen ausfüllt; Dies bedeutet, dass die äußeren Schichten eines Sterns so weit aufgeblasen werden, dass seine Materie von einem anderen Stern, der seiner Schwerkraft unterliegt, eingefangen wird. Dieser zweite Stern ist ein Weißer Zwerg. Plötzlich nimmt die Helligkeit um etwa zehn Größenordnungen zu – eine Nova flammt auf. Was passiert, ist nichts weiter als eine gigantische Energiefreisetzung in sehr kurzer Zeit, eine gewaltige nukleare Explosion auf der Oberfläche des Weißen Zwergs. Während die Materie des aufgeblähten Sterns auf den Zwerg zuströmt, steigt der Druck im nach unten gerichteten Materiefluss stark an und die Temperatur unter der neuen Schicht steigt auf eine Million Grad. Es gab Fälle, in denen es nach Jahrzehnten oder Hunderten von Jahren immer wieder zu neuen Ausbrüchen kam. Andere Explosionen wurden nur einmal beobachtet, könnten sich aber in Tausenden von Jahren wiederholen. Eine andere Sternart erzeugt weniger dramatische Ausbrüche – Zwergnovae –, die sich nach Tagen und Monaten wiederholen.

Wenn der Kernbrennstoff eines Sterns aufgebraucht ist und die Energieproduktion in seinen Tiefen aufhört, beginnt der Stern zum Zentrum hin zu schrumpfen. Die nach innen gerichtete Schwerkraft wird nicht mehr durch die Auftriebskraft des heißen Gases ausgeglichen.

Die weitere Entwicklung des Geschehens hängt von der Masse des komprimierten Materials ab. Wenn diese Masse die Sonnenmasse nicht um mehr als das 1,4-fache übersteigt, stabilisiert sich der Stern und wird zu einem Weißen Zwerg. Aufgrund der grundlegenden Eigenschaft von Elektronen kommt es nicht zu einer katastrophalen Kompression. Es gibt einen Grad an Kompression, bei dem sie beginnen, sich abzustoßen, obwohl keine Wärmeenergiequelle mehr vorhanden ist. Dies geschieht zwar nur, wenn Elektronen und Atomkerne unglaublich stark komprimiert werden und extrem dichte Materie entsteht.

Ein Weißer Zwerg mit der Masse der Sonne hat ungefähr das gleiche Volumen wie die Erde.

Nur eine Tasse Weißer-Zwerg-Material würde auf der Erde hundert Tonnen wiegen. Interessanterweise ist ihr Volumen umso kleiner, je massereicher Weiße Zwerge sind. Es ist sehr schwer, sich vorzustellen, wie das Innere eines Weißen Zwergs aussieht. Höchstwahrscheinlich handelt es sich um so etwas wie einen einzelnen Riesenkristall, der allmählich abkühlt und immer stumpfer und roter wird. Obwohl Astronomen eine ganze Gruppe von Sternen als Weiße Zwerge bezeichnen, sind nur die heißesten von ihnen mit einer Oberflächentemperatur von etwa 10.000 °C tatsächlich weiß. Letztendlich wird sich jeder Weiße Zwerg in eine dunkle Kugel aus radioaktiver Asche verwandeln, die völlig toten Überreste eines Sterns. Weiße Zwerge sind so klein, dass selbst die heißesten Zwerge nur sehr wenig Licht aussenden und schwer zu erkennen sein können. Allerdings liegt die Zahl der bekannten Weißen Zwerge inzwischen bei Hunderten; Laut Astronomen sind mindestens ein Zehntel aller Sterne in der Galaxie Weiße Zwerge. Sirius, der hellste Stern an unserem Himmel, ist Mitglied eines Doppelsternsystems und sein Begleiter ist ein Weißer Zwerg namens Sirius B.

1.11 Neutronensterne

Wenn die Masse eines kollabierenden Sterns die Masse der Sonne um mehr als das 1,4-fache übersteigt, wird ein solcher Stern, der das Stadium des Weißen Zwergs erreicht hat, nicht vor einem Atom stehen bleiben. Dabei sind die Gravitationskräfte so stark, dass die Elektronen in die Atomkerne gedrückt werden. Dadurch werden aus Isotopen Neutronen, die lückenlos aneinander haften können. Die Dichte von Neutronensternen übertrifft sogar die von Weißen Zwergen; Wenn die Masse des Materials jedoch 3 Sonnenmassen nicht überschreitet, können Neutronen wie Elektronen selbst eine weitere Kompression verhindern. Ein typischer Neutronenstern hat nur einen Durchmesser von 10 bis 15 km und ein Kubikzentimeter seiner Materie wiegt etwa eine Milliarde Tonnen. Neben ihrer unglaublichen Dichte verfügen Neutronensterne über zwei weitere besondere Eigenschaften, die sie trotz ihrer geringen Größe nachweisbar machen: schnelle Rotation und ein starkes Magnetfeld. Im Allgemeinen rotieren alle Sterne, aber wenn sich ein Stern zusammenzieht, erhöht sich seine Rotationsgeschwindigkeit – so wie sich ein Eiskunstläufer auf dem Eis viel schneller dreht, wenn er seine Hände an sich drückt.

1.12 Krebsnebel

Der Krebsnebel, einer der berühmtesten Supernova-Überreste, verdankt seinen Namen William Parsons, dem dritten Earl of Ross, der ihn 1844 erstmals beobachtete. Sein beeindruckender Name wird diesem seltsamen Objekt nicht ganz gerecht. Wir wissen jetzt, dass der Nebel der Überrest einer Supernova ist, die 1054 von chinesischen Astronomen beobachtet und beschrieben wurde. Sein Alter wurde 1928 von Edwin Hubble bestimmt, der die Geschwindigkeit seiner Expansion maß und auf die Übereinstimmung seiner Position am Himmel mit alten chinesischen Aufzeichnungen aufmerksam machte. Es hat die Form eines Ovals mit unebenen Kanten; Vor dem Hintergrund eines matten weißen Flecks sind rötliche und grünliche Fäden aus leuchtendem Gas sichtbar. Fäden aus leuchtendem Gas ähneln einem Netz, das über ein Loch geworfen wird. weißes Licht kommt von Elektronen, die in einem starken Magnetfeld spiralförmig rasen. Der Nebel ist auch eine intensive Quelle von Radiowellen und Röntgenstrahlen. Als Astronomen erkannten, dass Pulsare die Neutronen von Supernovae sind, wurde ihnen klar, dass sie in Überresten wie dem Krebsnebel nach Pulsaren suchen mussten. Im Jahr 1969 wurde entdeckt, dass einer der Sterne in der Nähe des Zentrums des Nebels regelmäßig alle 33 Tausendstelsekunden Radioimpulse sowie Röntgensignale aussendet. Dies ist selbst für einen Pulsar eine sehr hohe Frequenz, die jedoch allmählich abnimmt. Diejenigen Pulsare, die viel langsamer rotieren, sind viel älter als der Krebsnebel-Pulsar.

1.13 Name der Supernovae

Obwohl moderne Astronomen keine Supernova in unserer Galaxie gesehen haben, haben sie zumindest das zweitinteressanteste Ereignis beobachtet – eine Supernova im Jahr 1987 in der Großen Magellanschen Wolke, einer nahegelegenen Galaxie, die auf der Südhalbkugel sichtbar ist. Die Supernova erhielt den Namen YAH 1987A. Supernovae werden nach dem Jahr ihrer Entdeckung benannt, gefolgt von einem Großbuchstaben in alphabetischer Reihenfolge entsprechend der Reihenfolge der Entdeckungen. BH ist eine Abkürzung für „Supernova“. (Wenn mehr als 26 davon für einen td geöffnet sind, folgen die Bezeichnungen AA, BB usw.)

Kapitel 2. Physikalische Natur von Sternen

Wir wissen bereits, dass Sterne entfernte Sonnen sind. Wenn wir die Natur von Sternen untersuchen, werden wir ihre physikalischen Eigenschaften mit den physikalischen Eigenschaften der Sonne vergleichen.

Sterne sind räumlich isolierte, gravitativ gebundene, strahlungsundurchlässige Materiemassen im Bereich von 10 29 bis 10 32 kg (0,005–100 M¤), in deren Tiefen thermonukleare Reaktionen zur Umwandlung von Wasserstoff in Helium ablaufen. oder wird in erheblichem Umfang auftreten.

Die Klassifizierung der Sterne nach ihren wichtigsten physikalischen Eigenschaften ist in Tabelle 1 dargestellt.

Tabelle 1

Star-Klassen		Abmessungen R¤	Dichte g/cm3	Leuchtkraft L¤	Lebenszeit, Jahre	% aller Sterne	Besonderheiten
Hellste Überriesen							Die Schwerkraft wird durch Newtons Gesetze der klassischen Mechanik beschrieben; Der Gasdruck wird durch die Grundgleichungen der molekularkinetischen Theorie beschrieben. Die Energiefreisetzung hängt von der Temperatur in der Zone der thermonuklearen Reaktionen der Proton-Proton- und Stickstoff-Kohlenstoff-Zyklen ab
Überriesen
Helle Riesen
Normale Riesen
Unterriesen
Normale Sterne
Rote
Weiße Zwerge							Die letzten Stadien der Entwicklung normaler Sterne. Der Druck wird durch die Dichte des Elektronengases bestimmt; Die Energiefreisetzung ist nicht von der Temperatur abhängig
Neutronensterne		8-15 km (bis zu 50 km)					Die letzten Stadien der Entwicklung von Riesen- und Unterriesensternen. Die Schwerkraft wird durch die Gesetze der Allgemeinen Relativitätstheorie beschrieben, der Druck ist nichtklassisch

Die Größe der Sterne variiert in einem sehr weiten Bereich von 10 4 m bis 10 12 m. Der Granatstern m Cephei hat einen Durchmesser von 1,6 Milliarden km; Der Rote Überriese e Aurigae A hat Ausmaße von 2700 R¤ – 5,7 Milliarden km! Die Sterne Leuthen und Wolf-475 sind kleiner als die Erde und Neutronensterne haben eine Größe von 10 - 15 km (Abb. 1).

Reis. 1. Relative Größen einiger Sterne, der Erde und der Sonne

Durch die schnelle Rotation um seine Achse und die Anziehung nahegelegener massiver kosmischer Körper wird die Kugelform von Sternen gestört und „abgeflacht“: Der Stern R Cassiopeia hat die Form einer Ellipse, sein Poldurchmesser beträgt 0,75 äquatorial; Im engen Binärsystem W von Ursa Major nahmen die Komponenten eine eiförmige Form an.

2.1 Farbe und Temperatur von Sternen

Bei der Beobachtung des Sternenhimmels ist Ihnen vielleicht aufgefallen, dass die Farben der Sterne unterschiedlich sind. So wie man seine Temperatur anhand der Farbe eines heißen Metalls beurteilen kann, so zeigt die Farbe eines Sterns die Temperatur seiner Photosphäre an. Wissen Sie, was dazwischen liegt? maximale Länge Strahlungswellen und Temperatur gibt es eine gewisse Abhängigkeit; für verschiedene Sterne tritt das Strahlungsmaximum bei unterschiedlichen Wellenlängen auf. Unsere Sonne ist zum Beispiel ein gelber Stern. Die gleiche Farbe hat Capella, dessen Temperatur etwa 6000 °K beträgt. Sterne mit einer Temperatur von 3500-4000 °K haben eine rötliche Farbe (Aldebaran). Die Temperatur roter Sterne (Beteigeuze) beträgt etwa 3000 °K. Die kältesten derzeit bekannten Sterne haben eine Temperatur von weniger als 2000 °K. Solche Sterne können im Infrarotbereich des Spektrums beobachtet werden.

Es gibt viele bekannte Sterne, die heißer als die Sonne sind. Dazu zählen beispielsweise weiße Sterne (Spica, Sirius, Vega). Ihre Temperatur beträgt etwa 10 4 - 2x10 4 K. Seltener sind bläulich-weiße, deren Temperatur der Photosphäre 3x10 4 -5x10 4 K beträgt. In den Tiefen von Sternen beträgt die Temperatur mindestens 10 7 K.

Die sichtbare Oberflächentemperatur von Sternen liegt zwischen 3000 K und 100.000 K. Der kürzlich entdeckte Stern HD 93129A im Sternbild Puppis hat eine Oberflächentemperatur von 220.000 K! Die kältesten – Granatstern (m Cephei) und Mira (o Ceti) – haben eine Temperatur von 2300 K, e Aurigae A – 1600 K.

2.2 Spektren und chemische Zusammensetzung von Sternen

Die wichtigsten Informationen über die Natur von Sternen erhalten Astronomen durch die Entschlüsselung ihrer Spektren. Die Spektren der meisten Sterne sind, wie auch das Spektrum der Sonne, Absorptionsspektren: Vor dem Hintergrund eines kontinuierlichen Spektrums sind dunkle Linien sichtbar.

Die Spektren einander ähnlicher Sterne werden in sieben Hauptspektralklassen eingeteilt. Sie werden mit Großbuchstaben des lateinischen Alphabets bezeichnet:

O-B-A-F-G-K-M

und befinden sich in einer solchen Reihenfolge, dass sich die Farbe des Sterns bei einer Bewegung von links nach rechts von nahezu blau (Klasse O), Weiß (Klasse A), Gelb (Klasse O) und Rot (Klasse M) ändert. Folglich nimmt die Temperatur der Sterne von Klasse zu Klasse in der gleichen Richtung ab.

Somit spiegelt die Abfolge der Spektralklassen den Unterschied in der Farbe und Temperatur von Sternen wider. Innerhalb jeder Klasse gibt es eine Unterteilung in zehn weitere Unterklassen. Die Spektralklasse F hat beispielsweise die folgenden Unterklassen:

F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fb-F7-F8-F9

Die Sonne gehört zur Spektralklasse G2.

Grundsätzlich haben die Atmosphären von Sternen eine ähnliche chemische Zusammensetzung: Die häufigsten Elemente in ihnen sind, wie auch in der Sonne, Wasserstoff und Helium. Die Vielfalt der Sternspektren erklärt sich vor allem dadurch, dass Sterne unterschiedliche Temperaturen haben. Der physikalische Zustand, in dem sich die Atome der Materie in Sternatmosphären befinden, hängt von der Art des Spektrums ab; bei niedrigen Temperaturen (rote Sterne) können neutrale Atome und sogar die einfachsten Molekülverbindungen (C 2, CN, TiO, ZrO usw.) kann in der Atmosphäre von Sternen existieren. . Die Atmosphäre sehr heißer Sterne wird von ionisierten Atomen dominiert.

Neben der Temperatur wird die Art des Spektrums eines Sterns durch den Druck und die Dichte des Gases seiner Photosphäre, die Anwesenheit, bestimmt Magnetfeld, Merkmale der chemischen Zusammensetzung.

Reis. 35. Hauptspektraltypen von Sternen

Die Spektralanalyse der Sternstrahlung zeigt die Ähnlichkeit ihrer Zusammensetzung mit der chemischen Zusammensetzung der Sonne und das Fehlen chemischer Elemente, die auf der Erde unbekannt sind. Unterschiede in Aussehen Die Spektren verschiedener Sternklassen weisen auf Unterschiede in ihren physikalischen Eigenschaften hin. Die Temperatur, das Vorhandensein und die Rotationsgeschwindigkeit, die magnetische Feldstärke und die chemische Zusammensetzung von Sternen werden anhand direkter spektraler Beobachtungen bestimmt. Die Gesetze der Physik erlauben uns Rückschlüsse auf die Masse von Sternen, ihr Alter, Interne Struktur und Energie, betrachten Sie im Detail alle Stadien der Sternentstehung.

Fast alle Sternspektren sind Absorptionsspektren. Die relative Häufigkeit chemischer Elemente ist eine Funktion der Temperatur.

Derzeit in der Astrophysik anerkannt einheitliche Klassifizierung Sternspektren (Tabelle 2). Basierend auf den Eigenschaften der Spektren: dem Vorhandensein und der Intensität atomarer Spektrallinien und Molekülbändern, der Farbe des Sterns und der Temperatur seiner emittierenden Oberfläche, werden Sterne in Klassen eingeteilt, die durch Buchstaben des lateinischen Alphabets bezeichnet werden:

W - O - B - F - G - K - M

Jede Sternklasse ist in zehn Unterklassen (A0...A9) unterteilt.

Spektralklassen von O0 bis F0 werden als „früh“ bezeichnet; von F bis M9 – „spät“. Einige Wissenschaftler klassifizieren Sterne der Klassen R und N als Klasse G. Eine Reihe von Sternmerkmalen werden durch zusätzliche Kleinbuchstaben gekennzeichnet: Bei Riesensternen steht der Buchstabe „g“ vor der Klassenangabe, bei Zwergsternen der Buchstabe „d“. für Überriesen - „c“, Sterne mit Emissionslinien in ihrem Spektrum haben den Buchstaben „e“, Sterne mit ungewöhnlichen Spektren haben den Buchstaben „p“ usw. Moderne Sternkataloge enthalten die spektralen Eigenschaften von Hunderttausenden Sternen und ihren Systemen .

W * O * B * A * F * G * K * M ......... R ... N .... S

Tabelle 2. Spektrale Klassifizierung von Sternen

	Temperatur, K		Charakteristische Spektrallinien	Typische Sterne
			Wolf-Rayet-Sterne mit Emissionslinien in ihrem Spektrum	S Goldener Fisch
		bläulich-weiß	Absorptionslinien He +, N +, He, Mg +, Si ++, Si +++ (das +-Zeichen bedeutet den Ionisierungsgrad der Atome eines bestimmten chemischen Elements)	z Poop, l Orion, l Perseus
		weiß und blau	Die Absorptionslinien von He +, He, H, O +, Si++ werden in Richtung Klasse A verstärkt; Auffällig sind schwache Linien H, Ca+	e Orion, a Jungfrau, g Orion
			Die Absorptionslinien von H, Ca + sind intensiv und verstärken sich zur Klasse F, bei Metallen treten schwache Linien auf	A Canis major, eine Lyra, g Zwillinge
		gelblich	Die Absorptionslinien von Ca + , H, Fe + von Kalzium und Metallen verstärken sich in Richtung Klasse G. Die Kalziumlinie 4226A und die Kohlenwasserstoffbande erscheinen und verstärken sich	d Zwillinge, ein Canis Minor, ein Perseus
			Die Absorptionslinien von Calcium H und Ca + sind intensiv; die 4226A-Linie und die Eisenlinie sind ziemlich intensiv; zahlreiche Metalllinien; die Wasserstofflinien werden schwächer; intensives G-Band	Sonne, eine Auriga
		orange	Die Absorptionslinien der Metalle Ca+, 4226A sind intensiv; Wasserstofflinien sind kaum wahrnehmbar. Ab der Unterklasse K5 werden Absorptionsbanden von Titanoxid TiO beobachtet	a Bootes, b Zwillinge, ein Stier
		Absorptionslinien von Ca+, vielen Metallen und Absorptionsbanden von Kohlenstoffmolekülen	R Northern Crown
		Starke Absorptionsbanden von Zirkoniumoxid (ZrO)-Molekülen
		Absorptionsbanden der Kohlenstoffmoleküle C 2 und Cyanid CN
			Leistungsstarke Absorptionsbanden von Titanoxidmolekülen TiO, VO und anderen molekularen Verbindungen. Auffällig sind die Absorptionslinien der Metalle Ca+, 4226A; Das G-Band wird schwächer	ein Orion, ein Skorpion, o Ceti, Proxima Centauri
		Planetarische Nebel
		Neue Sterne

Tabelle 3. Durchschnittliche Eigenschaften von Sternen der Hauptspektralklassen, die sich auf der Hauptreihe befinden (arabische Ziffern – Dezimalteilungen innerhalb der Klasse): S p – Spektralklasse, M b – absolute bolometrische Größe, T eff – effektive Temperatur, M, L , R – jeweils die Masse, Leuchtkraft, Radius der Sterne in Sonneneinheiten, t m ​​​​- die Lebensdauer der Sterne auf der Hauptreihe:

2.3 Sternleuchtkräfte

Die Leuchtkraft von Sternen – die von ihrer Oberfläche pro Zeiteinheit emittierte Energiemenge – hängt von der Energiefreisetzungsrate ab und wird durch die Gesetze der Wärmeleitfähigkeit, der Größe und der Temperatur der Sternoberfläche bestimmt. Der Unterschied in der Leuchtkraft kann das 250000000000-fache erreichen! Sterne mit hoher Leuchtkraft nennt man Riesensterne, Sterne mit geringer Leuchtkraft nennt man Zwergsterne. Der blaue Überriesenstern Pistole im Sternbild Schütze hat die größte Leuchtkraft – 10.000.000 L¤! Die Leuchtkraft des Roten Zwergs Proxima Centauri beträgt etwa 0,000055 L¤.

Sterne emittieren wie die Sonne Energie im Bereich aller Wellenlängen elektromagnetischer Schwingungen. Sie wissen, dass die Leuchtkraft (L) die gesamte Strahlungsleistung eines Sterns charakterisiert und eine seiner wichtigsten Eigenschaften darstellt. Die Leuchtkraft ist proportional zur Oberfläche (Photosphäre) des Sterns (oder dem Quadrat des Radius R) und der vierten Potenz der effektiven Temperatur der Photosphäre (T), d. h.

L = 4PR 2 oT 4. (45)

Die Formel, die die absolute Helligkeit und Leuchtkraft von Sternen verbindet, ähnelt der Ihnen bekannten Beziehung zwischen der Helligkeit eines Sterns und seiner scheinbaren Helligkeit, d. h.

L 1 / L 2 = 2,512 (M 2 - M 1),

Dabei sind L 1 und L 2 die Leuchtstärken zweier Sterne und M 1 und M 2 ihre absoluten Helligkeiten.

Wenn wir die Sonne als einen der Sterne wählen, dann

L/L o = 2,512 (Mo - M),

Dabei beziehen sich Buchstaben ohne Indizes auf einen beliebigen Stern und mit einem O-Zeichen auf die Sonne.

Wenn wir die Leuchtkraft der Sonne als Einheit (Lo = 1) betrachten, erhalten wir:

L = 2,512 (Mo - M)

log L = 0,4 (Mo - M). (47)

Mit der Formel (47) kann man die Leuchtkraft jedes Sterns berechnen, dessen absolute Helligkeit bekannt ist.

Sterne haben unterschiedliche Leuchtstärken. Es gibt bekannte Sterne, deren Leuchtkraft hunderte und tausende Male größer ist als die Leuchtkraft der Sonne. Beispielsweise ist die Leuchtkraft eines Stiers (Aldebaran) fast 160-mal größer als die Leuchtkraft der Sonne (L = 160Lo); Leuchtkraft von Rigel (im Orion) L = 80000Lo

Die überwiegende Mehrheit der Sterne hat eine Leuchtkraft, die mit der Leuchtkraft der Sonne vergleichbar oder geringer ist, zum Beispiel die Leuchtkraft des Sterns Kruger 60A, L = 0,006 Lo.

2.4 Sternradien

Am meisten genutzt Moderne Technologie Aufgrund astronomischer Beobachtungen war es nun möglich, die Winkeldurchmesser (und daraus unter Kenntnis der Entfernung und linearen Abmessungen) nur von wenigen Sternen direkt zu messen. Grundsätzlich bestimmen Astronomen die Radien von Sternen mit anderen Methoden. Eine davon ist durch Formel (45) gegeben. Wenn die Leuchtkraft L und die effektive Temperatur T des Sterns bekannt sind, können wir mit Formel (45) den Radius des Sterns R, sein Volumen und die Fläche der Photosphäre berechnen.

Nachdem sie die Radien vieler Sterne bestimmt hatten, kamen Astronomen zu der Überzeugung, dass es Sterne gibt, deren Größe sich stark von der Größe der Sonne unterscheidet. Überriesen haben die größten Größen. Ihre Radien sind hundertmal größer als der Radius der Sonne. Beispielsweise ist der Radius des Sterns Scorpii (Antares) nicht weniger als 750-mal größer als der des Sonnensterns. Sterne, deren Radien zehnmal größer sind als der Radius der Sonne, werden Riesen genannt. Sterne, deren Größe der Sonne nahe kommt oder kleiner als die Sonne ist, werden als Zwerge klassifiziert. Unter den Zwergen gibt es Sterne, die kleiner sind als die Erde oder sogar der Mond. Es wurden sogar noch kleinere Sterne entdeckt.

2.5 Massen an Sternen

Die Masse eines Sterns ist eines seiner wichtigsten Merkmale. Die Massen der Sterne sind unterschiedlich. Im Gegensatz zu Leuchtkraft und Größe liegen die Massen von Sternen jedoch in relativ engen Grenzen: Die massereichsten Sterne sind normalerweise nur zehnmal größer als die Sonne, und die kleinsten Sternmassen liegen in der Größenordnung von 0,06 Mo. Die Hauptmethode zur Bestimmung der Sternmassen stammt aus der Untersuchung von Doppelsternen; Es wurde ein Zusammenhang zwischen Leuchtkraft und Sternmasse entdeckt.

2.6 Durchschnittliche Sterndichten

Die durchschnittliche Dichte von Sternen variiert im Bereich von 10 -6 g/cm 3 bis 10 14 g/cm 3 - 10 20-fach! Da die Größe von Sternen viel stärker variiert als ihre Masse, weichen die durchschnittlichen Dichten der Sterne stark voneinander ab. Riesen und Überriesen haben eine sehr geringe Dichte. Beispielsweise beträgt die Dichte von Beteigeuze etwa 10 -3 kg/m 3. Gleichzeitig gibt es extrem dichte Sterne. Dazu gehören kleine Weiße Zwerge (ihre Farbe ist auf die hohe Temperatur zurückzuführen). Beispielsweise beträgt die Dichte des Weißen Zwergs Sirius B mehr als 4x10 7 kg/m 3. Derzeit sind viel dichtere Weiße Zwerge bekannt (10 10 - 10 11 kg/m 3). Die enorme Dichte der Weißen Zwerge erklärt sich aus den besonderen Eigenschaften der Materie dieser Sterne, die aus Atomkernen und aus ihnen herausgerissenen Elektronen besteht. Die Abstände zwischen Atomkernen bei Weißen Zwergen sollten zehn- und sogar hundertmal kleiner sein als bei gewöhnlichen festen und flüssigen Körpern, denen wir auf der Erde begegnen. Aggregatzustand, in dem sich dieser Stoff befindet, kann weder als flüssig noch als fest bezeichnet werden, da die Atome der Weißen Zwerge zerstört werden. Diese Substanz hat wenig Ähnlichkeit mit Gas oder Plasma. Dennoch gilt es allgemein als „Gas“, da selbst in dichten Weißen Zwergen der Abstand zwischen den Teilchen um ein Vielfaches größer ist als der der Atom- oder Elektronenkerne selbst.

Abschluss

1. Sterne sind eine eigenständige Art kosmischer Körper, die sich qualitativ von anderen kosmischen Objekten unterscheidet.

2. Sterne sind eine der häufigsten (vielleicht die häufigste) Art kosmischer Körper.

3. Sterne konzentrieren bis zu 90 % der sichtbaren Materie in dem Teil des Universums, in dem wir leben und der unserer Forschung zugänglich ist.

4. Alle Hauptmerkmale von Sternen (Größe, Leuchtkraft, Energie, „Lebensdauer“ und Endstadien der Evolution) hängen voneinander ab und werden durch den Wert der Sternmasse bestimmt.

5. Sterne bestehen fast ausschließlich aus Wasserstoff (70–80 %) und Helium (20–30 %); der Anteil aller anderen chemischen Elemente liegt zwischen 0,1 % und 4 %.

6. Thermonukleare Reaktionen finden in den Tiefen von Sternen statt.

7. Die Existenz von Sternen beruht auf dem Gleichgewicht zwischen Gravitationskräften und Strahlungsdruck (Gasdruck).

8. Die Gesetze der Physik ermöglichen es uns, alle grundlegenden physikalischen Eigenschaften von Sternen auf der Grundlage der Ergebnisse astronomischer Beobachtungen zu berechnen.

9. Die wichtigste und produktivste Methode zur Untersuchung von Sternen ist die Spektralanalyse ihrer Strahlung.

Referenzliste

1. E. P. Levitan. Lehrbuch der Astronomie für die 11. Klasse, 1998

2. Materialien von der Website http://goldref.ru/

Glossar

Teleskope, die für fotografische Beobachtungen konzipiert sind, werden Astrographen genannt. Vorteile der Astrofotografie gegenüber visuellen Beobachtungen: Integrität – die Fähigkeit einer fotografischen Emulsion, Lichtenergie allmählich zu akkumulieren; Unmittelbarkeit; Panoramaaussichten; Objektivität - sie wird nicht beeinflusst persönliche Eigenschaften Beobachter. Herkömmliche fotografische Emulsionen reagieren empfindlicher auf blau-violette Strahlung. Derzeit verwenden Astronomen jedoch beim Fotografieren von Weltraumobjekten fotografische Materialien, die für verschiedene Teile des Spektrums elektromagnetischer Wellen empfindlich sind, nicht nur für sichtbare, sondern auch für Infrarot- und Infrarotwellen ultraviolette Strahlung. Die Empfindlichkeit moderner Fotoemulsionen beträgt Zehntausende ISO-Einheiten. Breite Anwendung erhielten Film- und Videoaufnahmen sowie die Nutzung des Fernsehens.

Die Astrophotometrie ist eine der Hauptmethoden der astrophysikalischen Forschung, die die Energieeigenschaften von Objekten durch Messung der Energie ihrer elektromagnetischen Strahlung bestimmt. Die Hauptkonzepte der Astrophotometrie sind:

Der Glanz eines Himmelskörpers ist die von ihm am Beobachtungspunkt erzeugte Beleuchtung:

wobei L die gesamte Strahlungsleistung (Leuchtkraft) des Sterns ist; r ist die Entfernung vom Stern zur Erde.

Um die Helligkeit in der Astronomie zu messen, wird eine spezielle Maßeinheit verwendet – die Sterngröße. Formel für den Übergang von Sterngrößen zu in der Physik akzeptierten Beleuchtungseinheiten:

Dabei ist m die scheinbare Helligkeit des Sterns.

Die Magnitude (m) ist die konventionelle (dimensionslose) Größe der emittierten Strahlung Lichtstrom, charakterisiert die Helligkeit eines Himmelskörpers und wird so gewählt, dass ein Intervall von 5 Größenordnungen einer Helligkeitsänderung um den Faktor 100 entspricht. Eine Größe unterscheidet sich um das 2,512-fache. Pogsons Formel setzt die Brillanz von Leuchten in Beziehung zu ihrer Größe:

Die ermittelte Sternhelligkeit hängt von der spektralen Empfindlichkeit des Strahlungsempfängers ab: visuell (m v) wird durch direkte Beobachtungen bestimmt und entspricht der spektralen Empfindlichkeit des menschlichen Auges; fotografisch (mp) wird durch Messung der Beleuchtung der Leuchte auf einer fotografischen Platte bestimmt, die gegenüber blauvioletten und ultravioletten Strahlen empfindlich ist; Bolometrisch (min) entspricht der gesamten Strahlungsleistung der Leuchte, summiert über das gesamte Strahlungsspektrum. Für ausgedehnte Objekte mit großen Winkelabmessungen wird die integrale (Gesamt-)Größe bestimmt, die der Summe der Helligkeit ihrer Teile entspricht.

Um die Energieeigenschaften von Weltraumobjekten zu vergleichen, die sich in unterschiedlichen Entfernungen von der Erde befinden, wurde das Konzept der absoluten Größe eingeführt.

Die absolute Helligkeit (M) ist die Helligkeit, die ein Stern in einer Entfernung von 10 Parsec von der Erde haben würde: , wobei p die Parallaxe des Sterns und r die Entfernung vom Stern ist. 10 Stück = 3,086H 10 17 m.

Die absolute Helligkeit der hellsten Überriesensterne beträgt etwa -10 m.

Die absolute Helligkeit der Sonne beträgt + 4,96 m.

Die Leuchtkraft (L) ist die Energiemenge, die von der Oberfläche eines Sterns pro Zeiteinheit abgegeben wird. Die Leuchtkraft von Sternen wird in absoluten (Energie-)Einheiten oder im Vergleich zur Leuchtkraft der Sonne (L¤ oder LD) ausgedrückt. L ¤ = 3,86H 10 33 erg/s.

Die Leuchtkraft von Leuchten hängt von ihrer Größe und der Temperatur der emittierenden Oberfläche ab. Abhängig von den Strahlungsempfängern werden visuelle, fotografische und bolometrische Leuchtstärken von Leuchten unterschieden. Die Leuchtkraft hängt von der scheinbaren und absoluten Helligkeit der Leuchten ab:

Der Koeffizient A(r) berücksichtigt die Absorption von Licht im interstellaren Medium.

Die Leuchtkraft kosmischer Körper kann anhand der Breite der Spektrallinien beurteilt werden.

Die Leuchtkraft von Weltraumobjekten hängt eng mit ihrer Temperatur zusammen: , wobei R * der Radius des Sterns ist, s die Stefan-Boltzmann-Konstante ist, s = 5,67H 10 -8 W/m 2H K 4 .

Da die Oberfläche des Balls und gemäß der Stefan-Boltzmann-Gleichung .

Anhand der Leuchtkraft von Sternen lässt sich ihre Größe bestimmen:

Anhand der Leuchtkraft von Sternen lässt sich die Masse von Sternen bestimmen:

Ein Protostern ist ein Stern im frühesten Entstehungsstadium, wenn in der interstellaren Wolke eine Verdichtung stattfindet, die Kernreaktionen darin jedoch noch nicht begonnen haben.

Die Sterngröße ist ein Merkmal der sichtbaren Helligkeit von Sternen. Die scheinbare Helligkeit hat nichts mit der Größe des Sterns zu tun. Dieser Begriff hat historischen Ursprung und charakterisiert lediglich die Helligkeit eines Sterns. Die hellsten Sterne haben eine Helligkeit von null oder sogar negativ. Beispielsweise haben Sterne wie Vega und Capella eine Helligkeit von etwa Null, und der hellste Stern an unserem Himmel, Sirius, hat eine Helligkeit von minus 1,5.

Eine Galaxie ist ein riesiges rotierendes Sternensystem.

Periastron ist der Punkt der größten Annäherung beider Sterne des Doppelsternsystems.

Ein Spektrogramm ist eine dauerhafte Aufzeichnung eines Spektrums, das fotografisch oder digital mit einem elektronischen Detektor gewonnen wird.

Die effektive Temperatur ist ein Maß für die Energiefreisetzung eines Objekts (insbesondere eines Sterns), definiert als die Temperatur eines schwarzen Körpers, der die gleiche Gesamtleuchtkraft wie das beobachtete Objekt aufweist. Die effektive Temperatur ist eine der physikalischen Eigenschaften eines Sterns. Da das Spektrum eines normalen Sterns dem eines schwarzen Körpers ähnelt, ist die effektive Temperatur ein guter Indikator für die Temperatur seiner Photosphäre.

Die Kleine Magellansche Wolke (SMC) ist einer der Satelliten unserer Galaxie.

Parsec ist eine Entfernungseinheit, die in der professionellen Astronomie verwendet wird. Sie ist definiert als die Entfernung, in der ein Objekt eine jährliche Parallaxe von einer Bogensekunde hätte. Ein Parsec entspricht 3,0857 * 10 13 km, 3,2616 Lichtjahren oder 206265 AE.

Parallaxe ist die Änderung der relativen Position eines Objekts, wenn es aus verschiedenen Perspektiven betrachtet wird.

Ein Kugelsternhaufen ist eine dichte Ansammlung von Hunderttausenden oder sogar Millionen Sternen, deren Form nahezu kugelförmig ist.

Das Michelson Stellar Interferometer ist eine Reihe interferometrischer Instrumente, die von A.A. gebaut wurden. Michelson (1852-1931), um die Durchmesser von Sternen zu messen, die mit bodengestützten Teleskopen nicht direkt gemessen werden konnten.

Die Rektaszension (RA) ist eine der Koordinaten, die im Äquatorialsystem zur Bestimmung der Position von Objekten verwendet werden Himmelssphäre. Er entspricht dem Längengrad auf der Erde, wird jedoch in Stunden, Minuten und Sekunden östlich vom Nullpunkt gemessen, der der Schnittpunkt des Himmelsäquators und der Ekliptik ist, der als erster Punkt des Widders bekannt ist. Eine Stunde Rektaszension entspricht 15 Bogengraden; Dies ist der scheinbare Winkel, den die Himmelskugel aufgrund der Erdrotation in einer Stunde Sternzeit durchläuft.

Pulsierende (P) sternförmige (S) (Quelle) der Radioemission (R).

Die Deklination (DEC) ist eine der Koordinaten, die die Position auf der Himmelskugel im äquatorialen Koordinatensystem bestimmt. Die Deklination entspricht dem Breitengrad auf der Erde. Dies ist der Winkelabstand, gemessen in Grad, nördlich oder südlich vom Himmelsäquator. Die Norddeklination ist positiv und die Süddeklination negativ.

Ein Roche-Lappen ist ein Raumbereich in Doppelsternsystemen, der von einer sanduhrförmigen Oberfläche begrenzt wird, auf der Punkte liegen, an denen die Gravitationskräfte beider Komponenten, die auf kleine Materieteilchen wirken, gleich sind.

Lagrange-Punkte sind Punkte in der Orbitalebene zweier massiver Objekte, die um einen gemeinsamen Schwerpunkt rotieren, an denen ein Teilchen mit vernachlässigbarer Masse in einer Gleichgewichtsposition bleiben kann, d. h. bewegungslos. Für zwei Körper auf Kreisbahnen gibt es fünf solcher Punkte, aber drei davon sind gegenüber kleinen Störungen instabil. Die übrigen beiden, die sich in der Umlaufbahn eines weniger massiven Körpers in einem Winkelabstand von 60° auf beiden Seiten davon befinden, sind stabil.

Präzession ist eine gleichmäßige periodische Bewegung der Rotationsachse eines frei rotierenden Körpers, wenn auf ihn ein Drehmoment einwirkt, das durch äußere Gravitationseinflüsse entsteht.

Gepostet auf Allbest.ru

Ähnliche Dokumente

Ereignisse auf dem Gebiet der Astronomie von der Antike bis zur Gegenwart. Klassifizierung von Sternen, ihre Hauptmerkmale: Masse, Leuchtkraft, Größe, chemische Zusammensetzung. Abhängigkeit zwischen Sternparametern, Hertzsprung-Russell-Diagramm, Sternentwicklung.

Kursarbeit, hinzugefügt am 12.03.2010


Woraus bestehen Sterne? Grundlegende Sterneigenschaften. Leuchtkraft und Entfernung zu Sternen. Spektren von Sternen. Temperatur und Masse von Sternen. Woher kommt das? Wärmeenergie Sterne? Entwicklung der Sterne. Chemische Zusammensetzung von Sternen. Vorhersage der Entwicklung der Sonne.

Test, hinzugefügt am 23.04.2007


Entwicklung der Ansichten über die Geburt von Sternen. Woraus entstehen Sterne? Leben einer schwarzen Wolke. Die Wolke wird zum Stern. Hauptmerkmale des Sterns. Leuchtkraft und Entfernung zu Sternen. Spektren von Sternen und ihre chemische Zusammensetzung. Temperatur und Masse.

Kursarbeit, hinzugefügt am 05.12.2002


Sternenkarte. Nächste Sterne. Die hellsten Sterne. Die größten Sterne unserer Galaxie. Spektrale Klassifizierung. Sternverbände. Entwicklung der Sterne. Hertzsprung-Russell-Diagramme von Kugelsternhaufen.

Zusammenfassung, hinzugefügt am 31.01.2003


Der Ursprung der Sterne, ihre Bewegung, Leuchtkraft, Farbe, Temperatur und Zusammensetzung. Sternhaufen, Riesensterne, Weiße und Neutronenzwerge. Die Entfernung von uns zu den Sternen, ihr Alter, Methoden zur Bestimmung astronomischer Entfernungen, Phasen und Stadien der Sternentwicklung.

Zusammenfassung, hinzugefügt am 08.06.2010


Der Lebensweg eines Stars und seine Hauptmerkmale und Vielfalt. Erfindung leistungsstarker astronomischer Instrumente. Klassifizierung von Sternen nach physikalischen Eigenschaften. Doppelte und variable Sterne und ihre Unterschiede. Hertzsprung-Russell-Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm.

Zusammenfassung, hinzugefügt am 18.02.2010


Zusammensetzung des interstellaren Raums des Universums. Lebensweg eines Sterns: Aussehen im Weltraum, Sterntypen nach Farbe und Temperatur. Weiße Zwerge und Schwarze Löcher, Supernovae als evolutionäre Formen der Existenz von Sternen in der Galaxie.

Präsentation, hinzugefügt am 25.05.2015


Die Oberflächentemperatur unserer gelben Sonne. Spektralklassen von Sternen. Der Prozess der Sterngeburt. Verdichtung zum Anfang der Hauptsequenz. Umwandlung eines Wasserstoffkerns in einen Heliumkern. Entstehung von Supernova und Neutronenstern. Grenze eines Schwarzen Lochs.

Zusammenfassung, hinzugefügt am 02.09.2013


Das Konzept der Leuchtkraft, seine Merkmale, Geschichte und Studienmethoden, aktuellen Zustand. Bestimmung des Leuchtkraftgrades von Sternen. Starke und schwache Sterne in der Leuchtkraft, Kriterien für ihre Bewertung. Das Spektrum eines Sterns und seine Bestimmung mithilfe der Theorie der Gasionisation.

Zusammenfassung, hinzugefügt am 12.04.2009


Sterne sind Himmelskörper, die wie unsere Sonne von innen heraus leuchten. Die Struktur von Sternen, ihre Abhängigkeit von der Masse. Die Kompression eines Sterns, die zu einem Temperaturanstieg in seinem Kern führt. Die Lebensdauer eines Sterns, seine Entwicklung. Kernreaktionen der Wasserstoffverbrennung.

PHYSIKALISCHE NATUR DER STERNE

• Farbe und Temperatur von Sternen.

• Spektren und chemische Zusammensetzung von Sternen

• Sternleuchtkräfte

• Radien von Sternen.

• Massen an Sternen

• Durchschnittliche Sternendichte.

• Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm

• Allgemeine Informationen zur SUN.

• SUN-Daten

Spektren und chemische Zusammensetzung von Sternen

• Die wichtigsten Informationen über die Natur von Sternen erhalten Astronomen durch die Entschlüsselung ihrer Spektren. Die Spektren der meisten Sterne sind, wie auch das Spektrum der SONNE, Absorptionsspektren. Die Spektren einander ähnlicher Sterne werden in sieben Hauptspektralklassen eingeteilt. Sie werden mit Großbuchstaben des lateinischen Alphabets bezeichnet:

O-B-A-F-G-K-M und sind in einer solchen Reihenfolge angeordnet, dass sich die Farbe des Sterns bei einer Bewegung von links nach rechts von nahezu blau (Klasse O), weiß (Klasse A), gelb (Klasse G) und rot (Klasse M) ändert. Folglich nimmt die Temperatur der Sterne in derselben Richtung von Klasse zu Klasse ab. Innerhalb jeder Klasse gibt es eine Unterteilung in 10 Unterklassen. Die SONNE gehört zur Spektralklasse G2.

• Grundsätzlich haben die Atmosphären von Sternen eine ähnliche chemische Zusammensetzung: Die häufigsten Elemente in ihnen, wie auch in der SONNE, waren Wasserstoff und Helium.

Sternleuchtkräfte

• Sterne, wie die SONNE, emittieren Energie im Bereich aller Wellenlängen elektromagnetischer Schwingungen. Die Leuchtkraft (L) charakterisiert die gesamte Strahlungsleistung eines Sterns und stellt eine seiner wichtigsten Eigenschaften dar. Die Leuchtkraft ist proportional zur Oberfläche des Sterns (oder dem Quadrat des Radius) und der vierten Potenz der effektiven Temperatur der Photosphäre.

• L=4πR^2T^4

RADIUS DER STERNE.

Die Radien von Sternen können aus der Formel zur Bestimmung der Leuchtkraft von Sternen bestimmt werden. Nachdem sie die Radien vieler, vieler Sterne bestimmt hatten, waren Astronomen überzeugt, dass es Sterne gibt, deren Abmessungen sich stark von den Größen der SONNE unterscheiden. Überriesen haben die größten Größen . Ihre Radien sind hundertmal größer als der Radius der SONNE. Sterne, deren Radien zehnmal größer sind als der Radius der SONNE, werden Riesen genannt. Sterne, deren Größe der Sonne nahe kommt oder die kleiner als die Sonne sind, werden als Zwerge klassifiziert. Unter den Zwergen gibt es Sterne, die weniger ERDE oder sogar der MOND. Es wurden sogar noch kleinere Sterne entdeckt.

Massen an Sternen.

• Die Masse eines Sterns ist eines seiner wichtigsten Merkmale. Die Massen der Sterne sind unterschiedlich. Im Gegensatz zu Leuchtkraft und Größe liegen die Massen von Sternen jedoch in relativ engen Grenzen: Die massereichsten Sterne sind normalerweise nur zehnmal größer als die SONNE, und die kleinsten Sternmassen liegen in der Größenordnung von 0,06 MΘ.

Durchschnittliche Sternendichte.

Da die Größe von Sternen viel stärker variiert als ihre Masse, weichen die durchschnittlichen Dichten der Sterne stark voneinander ab. Riesen und Überriesen haben sehr geringe Dichten. Gleichzeitig gibt es extrem dichte Sterne. Dazu gehören kleine Weiße Zwerge. Die enorme Dichte der Weißen Zwerge erklärt sich aus den besonderen Eigenschaften der Materie dieser Sterne, die aus Atomkernen und aus ihnen herausgerissenen Elektronen besteht. Die Abstände zwischen Atomkernen bei Weißen Zwergen sollten zehnmal und sogar hundertmal kleiner sein als bei gewöhnlichen festen und flüssigen Körpern. Der Aggregatzustand, in dem sich dieser Stoff befindet, kann weder als flüssig noch als fest bezeichnet werden, da die Atome der Weißen Zwerge zerstört sind. Diese Substanz hat wenig Ähnlichkeit mit Gas oder Plasma. Und doch gilt es allgemein als „Gas“.

Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm

Zu Beginn dieses Jahrhunderts entdeckten der niederländische Astronom E. Hertzsprung (1873-1967) und der amerikanische Astronom G. Russell (1877-1957) unabhängig voneinander, dass es einen Zusammenhang zwischen den Spektren von Sternen und ihrer Leuchtkraft gibt. Diese durch den Vergleich von Beobachtungsdaten ermittelte Abhängigkeit wird in einem Diagramm dargestellt. Jeder Stern hat einen entsprechenden Punkt im Diagramm, das Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm oder Hertzsprung-Russell-Diagramm genannt wird. Die überwiegende Mehrheit der Sterne gehört zur Hauptreihe und reicht von heißen Überriesen bis hin zu kühlen Roten Zwergen. Betrachtet man die Hauptreihe, sieht man, dass die Leuchtkraft der dazugehörigen Sterne umso größer ist, je heißer sie sind. Von der Hauptreihe aus sind Riesen, Überriesen und Weiße Zwerge in verschiedenen Teilen des Diagramms gruppiert.

ALLGEMEINE INFORMATIONEN ÜBER DIE SONNE

• DIE SONNE spielt eine außergewöhnliche Rolle im Leben der Erde. Die gesamte organische Welt unseres Planeten verdankt ihre Existenz der SONNE.

• Die SONNE ist der einzige Stern im Sonnensystem und die Energiequelle der Erde. Dies ist ein ziemlich gewöhnlicher Stern im Universum, der in seinen physikalischen Eigenschaften (Masse, Größe, Temperatur, chemische Zusammensetzung) nicht einzigartig ist.

• DIE SONNE – sendet Energie in verschiedenen Bereichen elektromagnetischer Wellen aus.

• Die Energiequelle für die SONNE und die Sterne sind thermonukleare Reaktionen, die in ihren Tiefen ablaufen.

SONNENDATEN

• Horizontale Parallaxe – 8,794 Sek

• Durchschnittliche Entfernung von der ERDE 1.496*10^8 km

• Linearer Durchmesser 1,39*10^6 km

• Gewicht 2*10^30 kg

• Durchschnittliche Dichte 1,4*10^3 kg/m^3

• Erdbeschleunigung 274 m/s

• Leuchtkraft 3,8*10^26 W

• Scheinbare Helligkeit -26,8^m

• Absolute Helligkeit +4,8^m

• Spektralklasse G2

• Entfernung von der SONNE zum Zentrum der GALAXIE 10^4 Stk

Erinnern wir uns an das Gedicht von V. Khodasewitsch

• Ein Stern brennt, der Äther zittert, die Nacht ist in den fliegenden Bögen verborgen, wie kannst du diese ganze Welt, dein unglaubliches Geschenk, nicht lieben?

• Du hast mir fünf falsche Gefühle vermittelt

• Du hast mir Zeit und Raum gegeben

• Im Labyrinth der Künste spielen

• MEINE SEELE IST UNKONSTANT.

• Und ich erschaffe aus dem Nichts

• IHR MEER, WÜSTE, BERGE,

• DIE GANZE HERRLICHKEIT DEINER SONNE,

• So vernichtend für das Auge.

• UND ICH ZERSTÖRE PLÖTZLICH IM SCHERZ

• All diese luxuriöse Lächerlichkeit,

• Wie ein kleines Kind ruiniert wird

• EINE AUS KARTEN GEBAUTE FESTUNG.

Die Natur der Sterne. Beim Beobachten des Sternenhimmels fällt Ihnen möglicherweise auf, dass die Farben der Sterne unterschiedlich sind. Anhand der Farbe des heißen Metalls lässt sich die Temperatur seiner Photosphäre beurteilen. Die Sonne ist ein gelber Stern. Sterne mit einer Temperatur von 3500–4000 K haben eine rötliche Farbe. Die Spektren der meisten Sterne sind Absorptionsspektren: Vor dem Hintergrund eines kontinuierlichen Spektrums sind dunkle Linien sichtbar. Die Abfolge der Spektraltypen spiegelt Unterschiede in der Farbe und Temperatur von Sternen wider. Die Vielfalt der Sternspektren erklärt sich aus der Tatsache, dass Sterne unterschiedliche Temperaturen haben. Neben der Temperatur wird die Art des Spektrums eines Sterns durch den Druck und die Dichte des Gases in seiner Photosphäre, das Vorhandensein eines Magnetfelds und die Eigenschaften seiner chemischen Zusammensetzung bestimmt.

Folie 5 aus der Präsentation „Astronomie als Wissenschaft“. Die Größe des Archivs mit der Präsentation beträgt 391 KB.

Astronomie 11. Klasse

Zusammenfassung andere Präsentationen

„Menschlichkeit im Raum“ – Was ist die Kosmisierung der Produktion? „...Jetzt sind die Menschen schwach, aber sie verändern auch die Erdoberfläche. Globale Probleme. Künstliche Erdsatelliten. Ist der Mensch zufällig ins All geflogen? „Vorwärts und nur vorwärts!“. Menschheit. E. Ziolkowski. „Achtung, der Weltraum spricht und zeigt!“

„Der Ursprung des Universums“ – Galaxien bestehen aus Hunderten Milliarden Sternen. Gorchakova Tatyana 11 „A“-Klasse. Wie ist das Universum entstanden? Erschaffung des Universums durch Gott in 6 Tagen. Das Universum ist ein expandierender Raum, der mit einer schwammartigen, zerlumpten Struktur gefüllt ist. Die Urknalltheorie. Theorien zur Entstehung des Universums: Sterne bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff. Die Struktur des Universums. Zeitalter des Universums. Ein endlos pulsierendes Universum. Kreationismus. Ziel:

„Riesenplaneten-Astronomie“ – Titan. Insgesamt hat Uranus 15 bekannte Monde.<- Силикатные соединения. Железное ядро. Уран. Ледяная кора Каллисто имеет очень большую толщину. Левитан Е. П. 2000 год. Интерес вызывает Миранда.

„Planeten“ – Über den Mars. Pluto ist der Gott der Unterwelt in der griechischen Mythologie. Die Zusammensetzung der Erde wird dominiert von: Eisen (34,6 %), Sauerstoff (29,5 %), Silizium (15,2 %), Magnesium (12,7 %). Fotos von Merkur. Über die Erde. Dank des Treibhauseffekts ist die Venus extrem heiß. Satelliten des Merkur. Quecksilber. Saturn, der sechste Planet von der Sonne, hat ein erstaunliches Ringsystem. Eigenschaften der Venus.

„Hypothesen über die Entstehung des Sonnensystems“ – Doch Laplace kannte die Annahmen seines Landsmanns Buffon und äußerte sich kritisch darüber. Buffons Hypothese. Petrova Regina, 11. Klasse. Alle anderen Entwicklungen der Welt erfolgen ohne die Beteiligung des Schöpfers. Was ist das Sonnensystem? Das Sonnensystem. Kants Hypothese. So entstanden im Chaos die ersten Verdichtungen der Materie.

„Planeten und ihre Satelliten“ – Saturns Satellit Phoebus umkreist den Planeten in die entgegengesetzte Richtung. Von der Erde aus ist nur der sichtbare Teil des Mondes sichtbar. Auf der linken Seite ist ein 1,5 Kilogramm schwerer Basalt aus einer der Mondmaria zu sehen. Die Dicke des mittleren Mantels beträgt etwa 600 km. Die Oberfläche des Satelliten ist hell und reflektiert etwa 80 % der einfallenden Sonnenstrahlen. Iapetus. Die Dichte des Satelliten ist recht hoch – 3,04 g/cm3. Das Gestein auf dem Mond wurde vor etwa 4,4 Milliarden Jahren fest. Die Ringe des Uranus sind fast schwarz: Die Albedo beträgt 0,03.

Beschreibung der Präsentation anhand einzelner Folien:

1 Folie

Folienbeschreibung:

Weißer Zwerg, der heißeste bekannte, und der planetarische Nebel NGC 2440, 07.05.2006 Physikalische Natur von Sternen

2 Folie

Folienbeschreibung:

Spektrum λ = 380 ∻ 470 nm – violett, blau; λ = 470 ∻ 500 nm – blaugrün; λ = 500 ∻ 560 nm – grün; λ = 560 ∻ 590 nm – gelb-orange λ = 590 ∻ 760 nm – rot. Verteilung der Farben im Spektrum = K O F Z G S F Denken Sie zum Beispiel daran: Wie einst Jacques the City Beller die Laterne zerbrach. Im Jahr 1859 entdeckten G.R. Kirchhoff (1824-1887, Deutschland) und R.W. Bunsen (1811-1899, Deutschland) die Spektralanalyse: Gase absorbieren dieselben Wellenlängen, die sie beim Erhitzen aussenden. Sterne haben dunkle (Fraunhofer-)Linien vor dem Hintergrund kontinuierlicher Spektren – das sind Absorptionsspektren. Im Jahr 1665 erfasste Isaac Newton (1643–1727) Spektren der Sonnenstrahlung und erklärte deren Natur, indem er zeigte, dass Farbe eine intrinsische Eigenschaft des Lichts ist. Im Jahr 1814 entdeckte, identifizierte und beschrieb Joseph von Fraunhofer (1787-1826, Deutschland) im Detail 754 Linien im Sonnenspektrum (benannt nach ihm) und schuf 1814 ein Instrument zur Beobachtung von Spektren – ein Spektroskop. Kirchhoff-Bunsen-Spektroskop

3 Folie

Folienbeschreibung:

Sternspektren Sternspektren sind ihr Ausweis mit einer Beschreibung aller Sternmuster. Aus dem Spektrum eines Sterns können Sie seine Leuchtkraft, Entfernung zum Stern und Temperatur ermitteln. Das Studium der Sternspektren ist die Grundlage der modernen Astrophysik. Spektrogramm des offenen Sternhaufens Hyaden. William HEGGINS (1824-1910, England), ein Astronom, der als erster einen Spektrographen verwendete, begann mit der Spektroskopie von Sternen. Im Jahr 1863 zeigte er, dass die Spektren der Sonne und der Sterne viele Gemeinsamkeiten haben und dass ihre beobachtete Strahlung von heißer Materie emittiert wird und durch darüber liegende Schichten kühlerer absorbierender Gase dringt. Kombiniertes Emissionsspektrum eines Sterns. Oben ist „natürlich“ (im Spektroskop sichtbar), unten ist die Abhängigkeit der Intensität von der Wellenlänge. Größe, chemische Zusammensetzung seiner Atmosphäre, Rotationsgeschwindigkeit um seine Achse, Bewegungsmerkmale um den gemeinsamen Schwerpunkt.

4 Folie

Folienbeschreibung:

Chemische Zusammensetzung Die chemische Zusammensetzung wird durch das Spektrum (Intensität der Fraunhofer-Linien) bestimmt, das auch von der Temperatur, dem Druck und der Dichte der Photosphäre sowie dem Vorhandensein eines Magnetfelds abhängt. Sterne bestehen aus denselben chemischen Elementen wie auf der Erde, hauptsächlich jedoch aus Wasserstoff und Helium (95–98 % der Masse) und anderen ionisierten Atomen, während kühle Sterne neutrale Atome und sogar Moleküle in ihrer Atmosphäre haben. Mit steigender Temperatur wird die Zusammensetzung der Teilchen, die in der Sternatmosphäre existieren können, einfacher. Die Spektralanalyse von Sternen der Klassen O, B, A (T von 50.000 bis 10.000 °C) zeigt in ihren Atmosphären Linien aus ionisiertem Wasserstoff, Helium und Metallionen, in der Klasse K (50.000 °C) wurden bereits Radikale nachgewiesen und in der Klasse M ( 38000C) Moleküle Oxide Die chemische Zusammensetzung eines Sterns spiegelt den Einfluss von Faktoren wider: der Beschaffenheit des interstellaren Mediums und den Kernreaktionen, die sich im Stern während seines Lebens entwickeln. Die ursprüngliche Zusammensetzung des Sterns ähnelt in etwa der Zusammensetzung der interstellaren Materie, aus der der Stern entstand. Der Supernova-Überrest NGC 6995 ist heißes, leuchtendes Gas, das nach der Explosion des Sterns vor 20.000 bis 30.000 Jahren entstand. Durch solche Explosionen wurde der Weltraum aktiv mit schweren Elementen angereichert, aus denen anschließend Planeten und Sterne der nächsten Generation entstanden.

5 Folie

Folienbeschreibung:

Farbe der Sterne 1903-1907. Einar Hertzsprung (1873-1967, Dänemark) war der erste, der die Farben Hunderter heller Sterne bestimmte. Sterne gibt es in verschiedenen Farben. Arcturus hat einen gelb-orangen Farbton, Rigel ist weiß-blau, Antares ist leuchtend rot. Die vorherrschende Farbe im Spektrum eines Sterns hängt von seiner Oberflächentemperatur ab. Die Gashülle eines Sterns verhält sich nahezu wie ein idealer Emitter (absolut schwarzer Körper) und unterliegt vollständig den klassischen Strahlungsgesetzen von M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) und V. Wien ( 1864–1928), die die Körpertemperatur und die Art ihrer Strahlung in Beziehung setzt. Das Plancksche Gesetz beschreibt die Energieverteilung im Spektrum eines Körpers und besagt, dass mit steigender Temperatur der Gesamtstrahlungsfluss zunimmt und sich das Maximum im Spektrum hin zu kürzeren Wellen verschiebt. Bei Beobachtungen des Sternenhimmels kann man feststellen, dass die Farbe (die Eigenschaft des Lichts, ein bestimmtes visuelles Gefühl hervorzurufen) von Sternen unterschiedlich ist. Die Farbe und das Spektrum der Sterne hängen von ihrer Temperatur ab. Licht unterschiedlicher Wellenlänge löst unterschiedliche Farbempfindungen aus. Das Auge reagiert empfindlich auf die Wellenlänge, die die maximale Energie trägt λmax = b/T (Wiener Gesetz, 1896). Wie Edelsteine ​​schimmern die Sterne des offenen Sternhaufens NGC 290 in verschiedenen Farben. Foto von CT, benannt nach. Hubble, April 2006

6 Folie

Folienbeschreibung:

Temperatur von Sternen Die Temperatur von Sternen steht in direktem Zusammenhang mit Farbe und Spektrum. Die erste Temperaturmessung von Sternen erfolgte 1909 durch den deutschen Astronomen Julius Scheiner (1858-1913), der eine absolute Photometrie von 109 Sternen durchführte. Die Temperatur wird aus den Spektren unter Verwendung des Wienschen Gesetzes λmax.T=b bestimmt, wobei b=0,289782,107Å.K die Wiensche Konstante ist. Beteigeuze (Bild des Hubble-Teleskops). In solch kühlen Sternen mit T=3000K überwiegt Strahlung im roten Bereich des Spektrums. Die Spektren solcher Sterne enthalten viele Linien von Metallen und Molekülen. Die meisten Sterne haben Temperaturen von 2500 K<Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.

7 Folie

Folienbeschreibung:

Spektrale Klassifizierung Im Jahr 1866 führte Angelo Secchi (1818-1878, Italien) die erste spektrale Klassifizierung von Sternen nach Farbe durch: Weiß, Gelblich, Rot. Die Harvard-Spektralklassifikation wurde erstmals im Catalogue of Stellar Spectra von Henry Draper (1837–1882, USA) vorgestellt, der 1884 unter der Leitung von E. Pickering (1846–1919) erstellt wurde. Alle Spektren wurden nach Linienintensitäten (später in Temperaturreihenfolge) geordnet und mit Buchstaben in alphabetischer Reihenfolge von heißen zu kalten Sternen bezeichnet: O B A F G K M. 1924 wurde es schließlich von Anna Cannon (1863-1941, USA) erstellt und veröffentlicht ein Katalog mit 9 Bänden zu 225330 Sternen – HD-Katalog.

8 Folie

Folienbeschreibung:

Moderne Spektralklassifizierung Die genaueste Spektralklassifizierung stellt das MK-System dar, das 1943 von W. Morgan und F. Keenan am Yerkes-Observatorium entwickelt wurde und bei dem die Spektren sowohl nach Temperatur als auch nach Leuchtkraft der Sterne geordnet sind. Zusätzlich wurden Leuchtkraftklassen eingeführt, die mit römischen Ziffern gekennzeichnet sind: Ia, Ib, II, III, IV, V und VI, die jeweils die Größe der Sterne angeben. Zusätzliche Klassen R, N und S bezeichnen Spektren ähnlich wie K und M, jedoch mit einer anderen chemischen Zusammensetzung. Zwischen jeweils zwei Klassen werden Unterklassen eingeführt, die durch Zahlen von 0 bis 9 gekennzeichnet sind. Beispielsweise liegt das Spektrum vom Typ A5 in der Mitte zwischen A0 und F0. Zusätzliche Buchstaben kennzeichnen manchmal die Merkmale von Sternen: „d“ – Zwerg, „D“ – weißer Zwerg, „p“ – eigenartiges (ungewöhnliches) Spektrum. Unsere Sonne gehört zur Spektralklasse G2 V

Folie 9

Folienbeschreibung:

10 Folie

Folienbeschreibung:

Leuchtkraft von Sternen Im Jahr 1856 stellte Norman Pogson (1829-1891, England) eine Formel für Leuchtkräfte in absoluten M-Magnituden (d. h. aus einer Entfernung von 10 pc) auf. L1/L2=2,512 M2-M1. Der offene Sternhaufen der Plejaden enthält viele heiße und helle Sterne, die gleichzeitig aus einer Gas- und Staubwolke entstanden sind. Der blaue Dunst, der die Plejaden begleitet, ist verstreuter Staub, der das Licht der Sterne reflektiert. Manche Sterne leuchten heller, andere schwächer. Leuchtkraft ist die Strahlungsleistung eines Sterns – die Gesamtenergie, die ein Stern in einer Sekunde aussendet. [J/s=W] Sterne emittieren Energie über den gesamten Wellenlängenbereich L = 3,846,1026 W/s. Wenn wir den Stern mit der Sonne vergleichen, erhalten wir L/L=2,512 M-M, oder logL=0,4 ( M -M ​​) Sternleuchtkraft: 1.3.10-5L

11 Folie

Folienbeschreibung:

Die Größen von Sternen werden bestimmt: 1) Direkte Messung des Winkeldurchmessers des Sterns (für helle ≥2,5 m, nahe Sterne, >50 gemessen) mit einem Michelson-Interferometer. Am 3. Dezember 1920 wurde erstmals der Winkeldurchmesser des Sterns Beteigeuze (α Orionis) gemessen = A. Michelson (1852-1931, USA) und F. Pease (1881-1938, USA). 2) Durch die Leuchtkraft des Sterns L=4πR2σT4 im Vergleich zur Sonne. Mit seltenen Ausnahmen werden Sterne als punktförmige Lichtquellen beobachtet. Selbst die größten Teleskope können ihre Scheiben nicht sehen. Nach ihrer Größe werden Sterne seit 1953 eingeteilt in: Überriesen (I) Helle Riesen (II) Riesen (III) Unterriesen (IV) Hauptreihenzwerge (V) Unterzwerge (VI) Weiße Zwerge (VII) Die Namen Zwerge, Riesen und Überriesen wurden 1913 von Henry Russell eingeführt und 1905 von Einar Hertzsprung entdeckt, der den Namen „Weißer Zwerg“ einführte. Sterngrößen 10 km

12 Folie

Folienbeschreibung:

Masse von Sternen Eines der wichtigsten Merkmale von Sternen, die ihre Entwicklung anzeigen, ist die Bestimmung des Lebensweges des Sterns. Bestimmungsmethoden: 1. Masse-Leuchtkraft-Beziehung L≈m3,9 2. Keplers 3. verfeinertes Gesetz in physikalischen Doppelsternsystemen Theoretisch beträgt die Masse von Sternen 0,005 M

Folie 13