Строение звезд главной последовательности

‘троение звезд главной последовательности

€зменениЯ в строении звезд главной последовательности со временем.

Њожно определить времЯ жизни звезды на главной последовательности как времЯ
горениЯ водорода в Ядре, соответственно внутреннее строение звезды не остаетсЯ
постоЯнным и менЯетсЯ за времЯ жизни на ѓЏ. „лЯ ‘олнца времЯ жизни на ѓЏ составит
1010лет (напомним, что современный возраст ‘олнца оцениваетсЯ как
4.5 109 лет). Ќиже приведена схема внутреннего строениЯ ‘олнца на
начальной ѓЏ и в конце жизни, когда уже почти полностью выгорел водород, а также
схема внутреннего строениЯ более масивной звезды в 5-10Msun.

‡везда солнечной массы

Љак обычно, на наших рисунках, нижний (оранжевый) сектор означает однородный
водородный состав звезды. Џравый вертикальный сектор соответствует доле накопленной
светимости, она создаетсЯ в основном в Ядре. Ќаконец, на фронтальном разрезе
показан способ переноса энергии: фиолетовое свечение — это энерговыделЯющее
Ядро, далее зона лучистого переноса и около поверхности конвективнаЯ оболочка.

ђассмотрим происшедшие с звездой изменениЯ: на нижнем секторе
зеленым показано гелиевое Ядро, образовавшеесЯ после выгораниЯ водорода, на
правом вертикальном секторе — долЯ накопленой светимости, строение же звезды
изменилось не сильно — это Ядро, лучистаЯ зона и конвективнаЯ зона.

‡везда верхней части главной последовательности, с массой 5-10 солнечных.

‘троение массивных звезд сильно отличаетсЯ от строениЯ звезд с 1Њsun ,
в отличие от первых они имеют конвективное Ядро и обширную зону лучистого переноса
в начале жизни и сохранЯют такую же структуру во все времЯ жизни на ѓЏ.

ЉонвективнаЯ зона в звездах на начальной ѓЏ

‚ таблице показан переход от конвективной оболочки к конвективному Ядру длЯ
звезд начальной главной последовательности в зависимости от массы (хим. состав
предполагаетсЯ постоЯнным). Љак видно из расчетов существует очень узкий диапазон
масс, в которых у звезды может быть две конвективных зоны: Ядро и оболочка.
„лЯ приведенных ниже расчетов этот диапазон соответствует массам примерно 1.15<M/Msun<1.5.

M/Msun L/Lsun Teff R*/Rsun Rкз/R*
0.5 0.0456 3956 0.457 0.56 (оболочка)
1 1 5770 1 0.71(оболочка)
1.25 2.19 6250 1.27 0.06(Ядро) 0.92(оболочка)
5 500 16500 2.75 0.16 (Ядро)
50 316000 45500 9.34 0.4 (Ядро)

(…ще о звездах главной последовательности)

‚.Ѓатурин, €.Њиронова

предыдущаЯ

Џубликации с ключевыми словами:
‘верхновые — звезды — сверхгигант — нейтронные звезды — красный гигант — бурый карлик — диаграмма ѓерцшпрунга-ђессела — белый карлик — ќволюциЯ звезд — термоЯдерные реакции — вырожденный газ — гидростатическое равновесие — конвекциЯ — лучистый перенос — главнаЯ последовательность — эволюционный трек звезды — карлики
Џубликации со словами:
‘верхновые — звезды — сверхгигант — нейтронные звезды — красный гигант — бурый карлик — диаграмма ѓерцшпрунга-ђессела — белый карлик — ќволюциЯ звезд — термоЯдерные реакции — вырожденный газ — гидростатическое равновесие — конвекциЯ — лучистый перенос — главнаЯ последовательность — эволюционный трек звезды — карлики


‘м. также:

‚се публикации на ту же тему >>


ЂстрометриЯ

Ђстрономические инструменты

Ђстрономическое образование

Ђстрофизика

€сториЯ астрономии

Љосмонавтика, исследование космоса

‹юбительскаЯ астрономиЯ

Џланеты и ‘олнечнаЯ система

‘олнце

Становление и эволюция

Когда протозвезда образуются из распада в виде гигантского молекулярного облака газа и пыли в локальной межзвездной среде , исходная композиция является однородной, состоящей из приблизительно 70% водорода, 28% гелий и следовых количеств других элементов, по массе. Начальная масса звезды зависит от местных условий в облаке. (Распределение масс новообразованных звезд эмпирически описывается начальной функцией масс .) Во время начального коллапса эта звезда до главной последовательности генерирует энергию за счет гравитационного сжатия. Когда звезды становятся достаточно плотными, они начинают превращать водород в гелий и выделять энергию в процессе экзотермического ядерного синтеза .


Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
Спектральный тип
О
B
А
F
г
K
M
L
Т
Коричневые карлики
Белые карлики
Красные карлики
Субкарлики
Основная последовательность («карлики»)
Субгиганты
Гиганты
Яркие гиганты
Сверхгиганты
Гипергиганты
абсолютная звездная величина (M V )

Когда ядерный синтез водорода становится доминирующим процессом производства энергии, а избыточная энергия, полученная в результате гравитационного сжатия, теряется, звезда располагается вдоль кривой на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (или диаграмме HR), называемой стандартной главной последовательностью. Астрономы иногда называют эту стадию «главной последовательностью нулевого возраста» или ZAMS. Кривая ZAMS может быть рассчитана с использованием компьютерных моделей звездных свойств в точке, когда звезды начинают синтез водорода. С этого момента яркость и температура поверхности звезд обычно увеличиваются с возрастом.

Звезда остается около своего исходного положения на главной последовательности до тех пор, пока не будет израсходовано значительное количество водорода в ядре, а затем начинает эволюционировать в более яркую звезду. (На диаграмме HR развивающаяся звезда движется вверх и вправо от главной последовательности.) Таким образом, главная последовательность представляет собой первичную стадию сжигания водорода на протяжении всей жизни звезды.

Чем отличается главная последовательность звезд

Разумеется, классы звёзд отличаются между собой. Собственно, для этого их и разгруппировали по характеристикам и свойствам.Во-первых, как вы уже поняли, это продолжительность нахождения светила на этом этапе. И вправду, формирование, так сказать, становление и дальнейшее развитие проходят намного быстрее. Проще говоря, большую часть своей жизни звезда пребывает на этом этапе. В следствии чего, во Вселенной больше всего звёзд, которые принадлежат к основной последовательности.Во-вторых, на главной последовательности энергия звёздного тела вырабатывается за счёт термоядерных процессов. А точнее благодаря превращению (сгоранию) водорода в гелий, то есть синтеза. Стоит отметить, что в это время гелий не сгорает. Но после того, как закончится запас водорода, наступит его очередь.

Спектральные классы звёзд

При уменьшении водородных ресурсов скорость реакций и давление также падают. Из-за чего светило сжимается, а в его центре увеличивается давление. В результате растёт количество выделяемой энергии, светимость и температура поверхности.Значит на диаграмме тело изменяет положение, как только меняются процессы внутри него. То есть с течением времени звезда сходит основной области и переходит на другую эволюционную стадию.

Иногда звёзды, относящиеся к этому классу, называют карликами из-за того, что многие имеют небольшие размеры. Но это не совсем верно, а точнее верно не для всех. Потому как объекты спектральных классов А, В, F и О не намного отличаются от гигантов. Между собой их различают, прежде всего, по линиям поглощения.

Строение звезд главной последовательности:

  • ядро,
  • зона лучистого переноса (внутри),
  • конвективная зона (во внешних слоях).

Однако подобную структуру имеют не все светила класса. К примеру, массивные тела (то есть имеющие массу выше солнечной) не содержат конвективную зону. То есть по всей области кроме центра перенос энергии осуществляется излучением и поглощением фотонов.

Строение звезд главной последовательности

Классификация и эволюция звёзд

По характерной температуре поверхности звёзды разделяются на семь основных спектральных классов, обозначаемых латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. Приведённую ниже таблицу соответствия температур и спектральных классов необходимо знать.

Спектральныйкласс Температураповерхности, К Цвет Примеры звёзд
O 30000 – 60000 голубой сигма Ориона
B 10000 – 30000 бело-голубой Ригель
A 7500 – 10000 белый Вега, Сириус, Денеб
F 6000 – 7500 жёлто-белый Процион
G 5000 – 6000 жёлтый Солнце, Капелла,
альфа Центавра
K 3500 – 5000 оранжевый Арктур, Поллукс
M 2000 – 3500 красный Бетельгейзе

Последовательность спектральных классов по уменьшению температуры звёзд можно запомнить с помощью мнемонических правил на английском или русском языке. Например:

  • “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me”,
  • «Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь»,
  • «О Борис Александрович, Физики Ждут Конца Мучений» – дань уважения студентов профессору Б. А. Воронцову-Вельяминову.

Другая классификация связана с характеристиками, определяемыми размерами звёзд. По этой классификации выделяются категории:

  • гипергиганты: характерный радиус в несколько сотен или тысяч радиусов Солнца;
  • сверхгиганты: характерный радиус от 30 до 100–150 радиусов Солнца, светимость – более 1000 светимостей Солнца;
  • гиганты: характерные радиусы от 10 до 100 радиусов Солнца, светимости – от 10 до 1000 светимостей Солнца:
  • карлики: радиус менее 10 радиусов Солнца, светимость меньше 10 солнечных светимостей.

Обе эти классификации хорошо отражаются на диаграмме «цвет – светимость», также называемой диаграммой Герцшпрунга – Рассела или просто Г-Р-диаграммой.

Обычно диаграмма строится с двумя горизонтальными и двумя вертикальными осями. По горизонтальным осям откладывается спектральный класс и температура звезды, по вертикальным – светимость (обычно в единицах светимости Солнца) и абсолютная звёздная величина.

Ниже приведена «классическая» версия диаграммы Герцшпрунга-Рассела с указанием основных типов звёзд, спектральных классов и соответствующих характерных температур.  Для решения задач не требуется точное знание всех приведённых на диаграмме величин и зависимостей, требуется лишь общее понимание структуры диаграммы.

Большая часть известных звёзд, в том числе и Солнце, лежит на диаграмме на так называемой Главной последовательности. Отдельно выделяются группы  звёзд, образующие области красных гигантов и сверхгигантов (правый верхний угол) и белых карликов (внизу)

Звёзды правой нижней части Главной последовательности обычно называются красными карликами, звёзды левой верхней части – голубыми гигантами.

 В течение своего жизненного цикла звезда перемещается по диаграмме Герцшпрунга – Рессела по сложным траекториям.

Характерное время «жизненного цикла» звезды определяется её начальной массой – чем массивнее звезда, тем быстрее она эволюционирует и тем быстрее завершается её жизненный цикл.

Для звёзд главной последовательности также работает правило – чем горячее звезда, тем быстрее она эволюционирует, поскольку горячие звёзды главной последовательности более массивны, чем холодные.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звезд

В Гарвардской обсерватории (США) на протяжении нескольких десятков лет были сделаны многочисленные фотографии небесных светил. Анализируя полученные изображения, ученые смогли создать классификацию звездных спектров. Над ней трудились Пикеринг и Кэннон с 1890 по 1924 года. Гарвардская спектральная классификация звезд на сегодняшний день считается основной. Для обозначения спектральных типов используют буквы — О, В, A, F, G, К и М. На момент разработки классификации специалисты еще не знали, как связаны спектр и температурные показатели, поэтому первоначально порядок спектральных классов совпадал с расположением букв в алфавите.

Каждый класс из основной спектральной классификации звезд делится на подклассы. Их принято обозначать от 0 до 9, где 0 – это самые горячие светила, а 9 – самые холодные. В последовательности спектральных классов наблюдается непрерывное падение температуры. Большая часть небесных светил относится к последовательности от О до М. Ее особенность в непрерывности, а звездные характеристики здесь постепенно меняются при переходе от одного класса к другому.

Цвет поверхности звезды говорит об ее температуре, благодаря чему светило относят к тому или иному спектральному классу. Например, звезды с самыми высокими температурами светятся голубым цветом и относятся к классам О и В. Спектральные класс нашего Солнца G2, его цвет – желтый. А вот самые холодные звезды светятся красным, их относят к классам К и М.

Есть еще дополнительные классы L и T. Их применяют для обозначения коричневых карликов с разными температурными показателями. Но эти объекты настолько малы (примерно 0,1 солнечных масс), что наблюдать их в большинстве случаев невозможно. Они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.

Производство энергии

Логарифм относительного выхода энергии (ε) процессов протон-протонного (PP), CNO и Triple-α синтеза при различных температурах (T). Пунктирной линией показано комбинированное генерирование энергии процессами PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца процесс полипропилена более эффективен.

У всех звезд главной последовательности есть центральная область, в которой энергия генерируется ядерным синтезом. Температура и плотность этого ядра находятся на уровнях, необходимых для поддержания производства энергии, которая будет поддерживать оставшуюся часть звезды. Уменьшение выработки энергии приведет к тому, что перекрывающая масса сожмет сердечник, что приведет к увеличению скорости плавления из-за более высокой температуры и давления. Точно так же увеличение производства энергии приведет к расширению звезды, что снизит давление в ядре. Таким образом, звезда образует саморегулирующуюся систему в гидростатическом равновесии, которая устойчива в течение своего существования на главной последовательности.

Звезды главной последовательности используют два типа процессов синтеза водорода, и скорость генерации энергии от каждого типа зависит от температуры в области ядра. Астрономы делят основную последовательность на верхнюю и нижнюю части, исходя из того, какая из двух является доминирующим процессом слияния. В нижней главной последовательности энергия в основном генерируется в результате протон-протонной цепочки , которая непосредственно соединяет водород в серии стадий с образованием гелия. Звезды в верхней части главной последовательности имеют достаточно высокие температуры ядра для эффективного использования цикла CNO (см. Диаграмму). В этом процессе атомы углерода , азота и кислорода используются в качестве посредников в процессе превращения водорода в гелий.

При температуре ядра звезды 18 миллионов Кельвинов процесс PP и цикл CNO одинаково эффективны, и каждый тип генерирует половину чистой светимости звезды. Поскольку это температура ядра звезды с массой около 1,5 M , верхняя главная последовательность состоит из звезд с массой выше этой. Таким образом, грубо говоря, звезды спектрального класса F или более холодные относятся к нижней главной последовательности, а звезды типа A или более горячие — к верхней части главной последовательности. Переход производства первичной энергии от одной формы к другой охватывает разницу в диапазоне менее одной солнечной массы. На Солнце, звезде с массой Солнца, только 1,5% энергии генерируется циклом CNO. Напротив, звезды с 1,8 M или выше генерируют почти всю свою энергию в течение цикла CNO.

Наблюдаемый верхний предел для звезды главной последовательности составляет 120–200 M . Теоретическое объяснение этого предела состоит в том, что звезды с массой выше этой не могут излучать энергию достаточно быстро, чтобы оставаться стабильными, поэтому любая дополнительная масса будет выбрасываться в виде серии пульсаций, пока звезда не достигнет стабильного предела. Нижний предел для устойчивого протон-протонного ядерного синтеза составляет примерно 0,08 M ☉, или в 80 раз больше массы Юпитера . Ниже этого порога находятся субзвездные объекты, которые не могут поддерживать синтез водорода, известные как коричневые карлики .

Числовые последовательности

      Если каждому натуральному числу n поставлено в соответствие некоторое действительное число  xn ,  то говорят, что задана числовая последовательность

x1 ,  x2 , … xn , …

      Число x1 называют членом последовательности с номером 1 или первым членом последовательности, число x2 – членом последовательности с номером 2 или вторым членом последовательности, и т.д. Число xn называют членом последовательности с номеромn .

      Существуют два способа задания числовых последовательностей – с помощью формулы общего члена последовательности и с помощью рекуррентной формулы.

      Задание последовательности с помощью формулы общего члена последовательности – это задание последовательности

x1 ,  x2 , … xn , …

с помощью формулы, выражающей зависимость члена xn от его номера n .

      Пример 1.  Числовая последовательность

1, 4, 9, … n2 , …

задана с помощью формулы общего члена

xn = n2,       n = 1, 2, 3, …

      Задание последовательности с помощью формулы, выражающей член последовательности  xn через члены последовательности с предшествующими номерами, называют заданием последовательности с помощью рекуррентной формулы.

      Пример 2 (Числа Фибоначчи). Числовая последовательность

1,  1,  2,  3,  5,  8,  13,  21,  34,  55, …

может быть задана с помощью рекуррентной формулы

xn = xn – 1 + xn – 2 ,       n > 2 ,

с начальными условиями

x1 = 1,       x2 = 1 .

Возрастающие и убывающие последовательности

      Определение 1. Числовую последовательность

x1 ,  x2 , … xn , …

называют возрастающей последовательностью, если каждый член этой последовательности больше предшествующего члена.

      Другими словами, для всех   n = 1, 2, 3, …   выполнено неравенство

xn + 1 > xn

      Пример 3. Последовательность натуральных чисел

1, 2, 3, … n, …

является возрастающей последовательностью.

      Определение 2. Числовую последовательность

x1 ,  x2 , … xn , …

называют убывающей последовательностью, если каждый член этой последовательности меньше предшествующего члена.

      Другими словами, для всех   n = 1, 2, 3, …   выполнено неравенство

xn + 1

      Пример 4. Последовательность

заданная формулой

является убывающей последовательностью.

      Пример 5. Числовая последовательность

1, – 1, 1, – 1, …

заданная формулой

xn = (– 1)n,       n = 1, 2, 3, …

не является ни возрастающей, ни убывающей последовательностью.

      Определение 3. Возрастающие и убывающие числовые последовательности называют монотонными последовательностями.

Ограниченные и неограниченные последовательности

      Определение 4. Числовую последовательность

x1 ,  x2 , … xn , …

называют ограниченной сверху, если существует такое число M, что каждый член этой последовательности меньше числа M.

      Другими словами, для всех   n = 1, 2, 3, …   выполнено неравенство

xn

      Определение 5. Числовую последовательность

x1 ,  x2 , … xn , …

называют ограниченной снизу, если существует такое число m, что каждый член этой последовательности больше числа m.

      Другими словами, для всех   n = 1, 2, 3, …   выполнено неравенство

xn > m

      Определение 6. Числовую последовательность

x1 ,  x2 , … xn , …

называют ограниченной, если она ограничена и сверху, и снизу.

      Другими словами, существуют такие числа M и m, что для всех   n = 1, 2, 3, …   выполнено неравенство

m       Определение 7. Числовые последовательности, которые не являются ограниченными, называют неограниченными последовательностями.

      Пример 6. Числовая последовательность

1, 4, 9, … n2 , …

заданная формулой

xn = n2,       n = 1, 2, 3, … ,

ограничена снизу, например, числом 0. Однако эта последовательность неограничена сверху.

      Пример 7 .  Последовательность

заданная формулой

является ограниченной последовательностью, поскольку для всех   n = 1, 2, 3, …   выполнено неравенство

      На нашем сайте можно также ознакомиться с разработанными преподавателями учебного центра «Резольвента» учебными материалами для подготовки к ЕГЭ и ОГЭ по математике.

    Приглашаем школьников (можно вместе с родителями) на бесплатное тестирование по математике, позволяющее выяснить, какие разделы математики и навыки в решении задач являются для ученика «проблемными».Запись по телефону (495) 509-28-10

      Для школьников, желающих хорошо подготовиться и сдать ЕГЭ по математике или русскому языку на высокий балл, учебный центр «Резольвента» проводит

подготовительные курсы для школьников 10 и 11 классов

      У нас также для школьников организованы

индивидуальные занятия с репетиторами по математике и русскому языку

Параметры

Сравнение звезд главной последовательности каждого спектрального класса

Рассматривая звезду как идеализированный излучатель энергии, известный как черное тело , светимость L и радиус R можно связать с эффективной температурой T eff по закону Стефана-Больцмана :

Lзнак равно4πσр2Тэфф4{\ displaystyle L = 4 \ pi \ sigma R ^ {2} T _ {\ text {eff}} ^ {4}}

где σ — постоянная Стефана – Больцмана . Поскольку положение звезды на диаграмме HR показывает ее приблизительную светимость, это соотношение можно использовать для оценки ее радиуса.

Масса, радиус и светимость звезды тесно взаимосвязаны, и их соответствующие значения могут быть аппроксимированы тремя соотношениями. Во-первых, это закон Стефана – Больцмана, который связывает светимость L , радиус R и температуру поверхности T eff . Во- вторых, масса-светимость , которая связывает светимость L и масса M . Наконец, связь между M и R близка к линейной. Отношение М к R возрастает на коэффициент только три более 2,5 порядков из М . Это соотношение примерно пропорционально внутренней температуре звезды T I , и ее чрезвычайно медленный рост отражает тот факт, что скорость генерации энергии в ядре сильно зависит от этой температуры, тогда как она должна соответствовать соотношению масса – светимость. Таким образом, слишком высокая или слишком низкая температура приведет к нестабильности звезды.

Лучшее приближение — принять ε = L / M , скорость генерации энергии на единицу массы, поскольку ε пропорциональна T I 15 , где T I — внутренняя температура. Это подходит для звезд, по крайней мере, таких же массивных, как Солнце, демонстрирующих цикл CNO , и дает лучшее соответствие RM 0,78 .

Параметры образца

В таблице ниже показаны типичные значения для звезд вдоль главной последовательности. Значения светимости ( L ), радиуса ( R ) и массы ( M ) относятся к Солнцу — карликовой звезде со спектральной классификацией G2 V. Фактические значения для звезды могут отличаться на 20–30%. из значений, перечисленных ниже.

Таблица звездных параметров главной последовательности
Звездный класс Радиус , R / R Масса, M / M Светимость, л / л Темп. ( К ) Примеры
O2 12 100 800 000 50 000 BI 253
O6 9,8 35 год 180 000 38 000 Тета 1 Орионис С
B0 7,4 18 20 000 30 000 Phi 1 Orionis
B5 3.8 006.5 000,800 16 400 Пи Андромеды А
A0 2,5 003,2 000,080 10 800 Alpha Coronae Borealis A
A5 1,7 002.1 000,020 8 620 Beta Pictoris
F0 1.3 001,7 000,006 7 240 Гамма Вирджиния
F5 1.2 001.3 000,002,5 6 540 Эта Ариетис
G0 1.05 001,10 000,001,26 5 920 Beta Comae Berenices
G2 1.00 001.00 000,001.00 5780 солнце
G5 0,93 000,93 000,000,79 5 610 Alpha Mensae
K0 0,85 000,78 000,000,40 5 240 70 Змееносец A
K5 0,74 000,69 000,000,16 4 410 61 Лебедь А
M0 0,51 000,60 000,000,072 3 800 Лакайль 8760
M5 0,18 000,15 000,000,0027 3120 EZ Aquarii A
M8 0,11 000,08 000,000,0004 2650 Звезда Ван Бисбрука
L1 0,09 000,07 000,000,00017 2200 2MASS J0523-1403

Что такое спектральный класс

Спектральный класс – это классификация звезд, во время которой светила делят на группы с учетом температуры их фотосферы. Различие в звездных спектрах можно объяснить тем, что их атмосфера обладает разными физическими свойствами. Кроме температурных показателей в расчет берется давление. Так же на вид спектрального класса звезды влияет ее магнитное поле, электрические поля между атомами, химический состав, вращение.

В домашних условиях получить спектр не так уж и сложно. Для этого свет, который исходит от объекта, направляют в узкое отверстие, в конце которого установлена призма. В призме свет преломляется и направляется на экран или пленку. Картинка, которую видит наблюдатель, представлена в виде цветовых оттенков. Они плавно меняются от фиолетового до красного. Если в спектре нет линий черного цвета, его принято называть непрерывным. Такая картина будет наблюдаться, если свет исходит от твердого или жидкого тела. Например, лампы накаливания.

Прибор, который используется для получения и визуального исследования спектра, называется спектроскопом. Если цвет спектра регистрируется на фотопластинке, то прибор именуют спектрографом. Во время наблюдения за солнечным диском на небосводе, немецкий ученый Йозеф Фраунгофер установил, что в его непрерывном спектре присутствуют тоненькие линии черного цвета. Немного позже Густав Кирхгоф выяснил, что абсолютно любой газ в разреженном состоянии способен поглощать свет с такой длиной волн, которые излучает сам. Благодаря этому открытию и физическим законам специалисты определили химический состав солнечной атмосферы, а линии черного цвета были названы линиями поглощения.

На сегодняшний день существуют приборы, которые способны измерить спектр звезд практически во всех диапазонах, кроме оптического. Для этого достаточно менять фильтры и окуляры.

Характеристики

Большинство звезд на типичной диаграмме HR лежат вдоль кривой главной последовательности. Эта линия ярко выражена, потому что и спектральный класс, и светимость зависят только от массы звезды, по крайней мере, в нулевом приближении , если она объединяет водород в своем ядре — а это то, на что почти все звезды тратят большую часть своего времени. активная «жизнь творит».

Температура звезды определяет ее спектральный класс через ее влияние на физические свойства плазмы в ее фотосфере . На излучение энергии звезды как функцию длины волны влияют как ее температура, так и состав. Ключевой показатель этого распределения энергии задается индекс цвета , B  —  V , который измеряет звезды величины в синем ( B ) и зелено-желтый ( V ) свет с помощью фильтров. Эта разница в величине является мерой температуры звезды.

Спектральные стандартные звезды

В пересмотренной системе Атласа Йеркса (Johnson & Morgan, 1953) была указана плотная сетка карликовых спектральных звезд-стандартов B-типа, однако не все из них сохранились до наших дней в качестве стандартов. «Якорными точками» системы спектральной классификации МК среди карликовых звезд главной последовательности B-типа, то есть тех стандартных звезд, которые остались неизменными, по крайней мере, с 1940-х годов, являются ипсилон Орион (B0 V), эта Возничего (B3 V) , eta Ursae Majoris (B3 V). Помимо этих стандартов якоря, в основополагающем обзоре классификации MK, проведенном Morgan & Keenan (1973), перечислены «стандарты кинжала» Тау Скорпиона (B0 V), Омеги Скорпиона (B1 V), 42 Ориона (B1 V), 22 Скорпиона (B2 V). ), Ро Возничего (B5 V) и 18 Тельца (B8 V). Пересмотренный атлас спектров MK, созданный Morgan, Abt и Tapscott (1978), дополнительно внес стандарты Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) и HD 21071 (B7 V). Gray & Garrison (1994) представили два стандарта B9 V: omega For A и HR 2328 . Единственный опубликованный стандарт B4 V — это 90 Leonis от Lesh (1968). В литературе мало единого мнения о выборе стандарта B6 V.

Что такое хронологический порядок

Зная, какая тайна кроется за словом «хронология», можно с легкостью догадаться, что же представляет собой словосочетание «хронологический порядок».

На самом деле, под этим выражением следует понимать не что иное, как последовательный список событий, основанный на датах их происхождения. Начинается он с самого первого, которое было еще в древности, и заканчивается современностью.

Таким образом, если учитель дает задание расположить в порядке хронологической последовательности ключевые этапы возникновения и развития Российской Федерации, следует просто расписать, как протекала жизнь страны с момента рождения и по сей день.

Белые карлики

Одним из этапов звездной эволюции принято считать этап образования белых карликов. Они приходят на смену красным гигантам после потери своей массы, а также после сбрасывания ими оболочки и обнажения ядра. Открытие и изучение этих звезд началось с 1914 года, когда американский астроном У. Адамс открыл Сириус. На данный момент – это самая известная звезда на небосводе. Находится она в созвездии Большого Пса. Это представитель классических белых карликов, которых не так уж и много во Вселенной. Светимость их достаточно маленькая, поэтому их открывали неподалеку от Солнца. И лишь со временем, с появлением мощных космических телескопов, астрономы обнаружили такие тела и в шаровом скоплении, находящемся на достаточно далеком расстоянии от Земного шара.

Ученые подсчитали, что молодые белые карлики на первых этапах своего развития сжимаются. Их радиус уменьшается. И уже в первые миллионы лет своего существования он сокращается до сотен километров. Причиной этому служит постепенное остывание тела. Масса белых карликов составляет всего от 0,6 до 1,44 массы Солнца. Температура поверхности белых карликов может достигать до 200 000С.  Плотность вещества достаточно высокая, и равна 105 — 109 г/см³. 

Длительность жизни этих объектов напрямую зависит от времени их полного остывания. Спектральная характеристика белых карликов значительно отличается от звезд главной последовательности и красных гигантов. Их относят к отдельному спектральному классу D.