Popis prezentace na jednotlivých snímcích:

1 snímek

Popis snímku:

2 snímek

Popis snímku:

co je hvězda? Hvězda je masivní plynová koule, která vyzařuje světlo a je držena v rovnovážném stavu vlastní gravitací a vnitřním tlakem, v jehož hlubinách probíhají (nebo již dříve probíhaly) reakce termonukleární fúze.

3 snímek

Popis snímku:

Hvězdy vznikají z plyno-prachového prostředí v důsledku gravitační komprese. V důsledku toho se uvolňuje energie velké většiny hvězd termonukleární reakce přeměna vodíku na helium, ke které dochází při vysokých teplotách v interiéru. Hvězdy jsou často nazývány hlavními tělesy vesmíru, protože obsahují většinu světelné hmoty v přírodě. Je pozoruhodné, že hvězdy mají zápornou tepelnou kapacitu.

4 snímek

Popis snímku:

Nejbližší hvězda ke Slunci je Proxima Centauri. Nachází se 4,2 světelných let (4,2 světelných let = 39 Pm = 39 bilionů km = 3,9 × 1013 km) od centra Sluneční Soustava

5 snímek

Popis snímku:

Porovnání velikostí a hmotností největších hvězd: hvězda s největším průměrem na obrázku je VY Velký pes(17 ± 8 Mʘ); další jsou ρ Cassiopeia (14-30 Mʘ), Betelgeuse (11,6 ± 5,0 Mʘ) a velmi hmotná modrá hvězda Pistol (27,5 Mʘ). Slunce v tomto měřítku zabírá 1 pixel na obrázku v plné velikosti (2876 × 2068 pixelů).

6 snímek

Popis snímku:

7 snímek

Popis snímku:

Pouhým okem je na obloze vidět asi 6 000 hvězd, 3 000 na každé polokouli. S výjimkou supernov jsou všechny hvězdy viditelné ze Země (včetně těch, které jsou viditelné v nejvýkonnějších dalekohledech) v místní skupině galaxií. Místní skupina galaxií – gravitačně vázaná skupina galaxií vč mléčná dráha, galaxie Andromeda (M31) a galaxie Triangulum (M33).

8 snímek

Popis snímku:

Jednotky měření Většina hvězdných charakteristik je obvykle vyjádřena v SI, ale používá se také CGS. K označení vzdálenosti ke hvězdám se používají jednotky jako světelný rok a parsek. Velké vzdálenosti, jako je poloměr obřích hvězd nebo hlavní poloosa dvojhvězdy hvězdné systémy, jsou často vyjádřeny pomocí astronomické jednotky (AU), rovnající se průměrné vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem (asi 150 milionů km).

9 snímek

Popis snímku:

Typy hvězd Typy čarových spekter Na začátku 20. století Hertzsprung a Russell zakreslili různé hvězdy do diagramu "Absolute Magnitude" - "Spectral Class" a ukázalo se, že většina z nich je seskupena podél úzké křivky. Později se tento diagram (nyní nazývaný Hertzsprung-Russellův diagram) ukázal být klíčem k pochopení a studiu procesů probíhajících uvnitř hvězdy.

10 snímek

Popis snímku:

Absolutní velikost - Fyzické množství charakterizující svítivost astronomického objektu. Pro různé typy objektů se používají různé definice absolutní hodnoty.

11 snímek

Popis snímku:

12 snímek

Popis snímku:

13 snímek

Popis snímku:

Jak je hvězda strukturována Struktura V obecném případě může být hvězda umístěná v hlavní posloupnosti rozdělena do tří vnitřních zón: jádro, konvektivní zóna a radiační transportní zóna. Jádro je centrální oblastí hvězdy, ve které probíhají jaderné reakce. Konvektivní zóna - zóna, ve které dochází k přenosu energie v důsledku konvekce. U hvězd o hmotnosti menší než 0,5 M☉ zabírá celý prostor od povrchu jádra až po povrch fotosféry. U hvězd s hmotností srovnatelnou se Sluncem je konvektivní část úplně nahoře, nad radiační zónou. A u hmotných hvězd je to uvnitř, pod zářivou zónou. Umístění zóny záření a zóny konvekce u hvězd různé hmotnosti Radiantová zóna je zóna, ve které dochází k přenosu energie v důsledku emise fotonů. U hmotných hvězd se tato zóna nachází mezi jádrem a konvektivní zónou, u hvězd s nízkou hmotností chybí a u hvězd je u povrchu více než hmotnost Slunce.

14 snímek

Popis snímku:

Nad povrchem hvězdy je atmosféra, obvykle složená z tři části: fotosféry koronální chromosféry Fotosféra je nejhlubší část atmosféry, v jejích spodních vrstvách se tvoří souvislé spektrum.

15 snímek

Popis snímku:

16 snímek

Popis snímku:

Hnědí trpaslíci Hnědí trpaslíci jsou typem hvězd, ve kterých jaderné reakce nikdy nebyly schopny kompenzovat energii ztracenou zářením. Jejich existence byla předpovězena v polovině 20. století na základě představ o procesech, ke kterým dochází při vzniku hvězd. V roce 1995 byl však poprvé objeven hnědý trpaslík. Jejich spektrální třída je M - T. Teoreticky se rozlišuje další třída - označená Y (v roce 2011 byla její existence potvrzena objevem několika hvězd o teplotě 300-500 K) 4151.65−225025.2, WISE J173835.52+2732WISE8.28+2732WISE28.9+2732WISE28.9+ 145953.3 Srovnávací velikosti hnědých trpaslíků Gliese 229B a Teide 1 s Jupiterem a Sluncem.

17 snímek

Popis snímku:

Disk asteroidů kolem hnědého trpaslíka. Pohled z hypotetické planety ze vzdálenosti asi 3 milionů kilometrů.

18 snímek

Popis snímku:

Spektrální typy hnědých trpaslíků Spektrální typ M Hnědí trpaslíci, kteří jsou hmotnostně blízcí červeným trpaslíkům, mohou mít spektrální typ M6,5 nebo slabší ve svých raných fázích po vytvoření. Takovým hvězdám se také někdy říká „pozdní M trpaslíci". Chladnutím se postupně přesouvají do charakterističtější třídy L hnědých trpaslíků. Spektrální typ L Pokud jde o spektrální čáry, není to vůbec jako M, pokud jde o spektrální čáry. V červeném optickém spektru byly stále silné čáry oxidů titanu a vanadu, ale existovaly také silné čáry hydridů H, M, Cr, H, H. Byly tam i silné čáry alkalických kovů a jód.

19 snímek

Popis snímku:

Spektrální typ T Hnědý trpaslík Gliese 229 B je prototypem druhého nového spektrálního typu, který byl nazván T trpaslík. Zatímco v blízkém infračerveném (NIR) spektru L-trpaslíků dominují absorpční pásy vody a oxidu uhelnatého (CO), NIR spektru Gliese 229 B dominují pásy metanu (CH4). Podobné charakteristiky byly dříve mimo Zemi nalezeny pouze u plynných obrů sluneční soustavy a Saturnova měsíce Titanu. V červené části spektra jsou místo pásů FeH a CrH charakteristických pro L-trpaslíky pozorována spektra alkalických kovů - sodíku a draslíku. Pouze hnědí trpaslíci s nízkou hmotností mohou být T-trpaslíci. Hmotnost T-trpaslíka obvykle nepřesahuje 7 % hmotnosti Slunce nebo 70 hmotností Jupitera. Svými vlastnostmi jsou trpaslíci třídy T podobní plynným obřím planetám.

20 snímek

Popis snímku:

Ostatní chladní hnědí trpaslíci (CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 a ULAS J003402.77-005206.7) mají povrchovou teplotu 500-600 K (200-30 °C) a patří do spektrální třídy T90-30 Jejich absorpční spektrum je při vlnové délce 1,55 µm (infračervené) Spektrální typ Y Tento spektrální typ byl modelován pro ultrachladné hnědé trpaslíky. Povrchová teplota měla být teoreticky pod 700 K (nebo 400 °C), díky čemuž byli hnědí trpaslíci v optickém rozsahu neviditelní a také výrazně chladnější než „horké Jupitery“. V srpnu 2011 ohlásili američtí astronomové objev sedmi ultrachladných hnědých trpaslíků s efektivními teplotami v rozmezí 300-500 K. Z nich bylo 6 klasifikováno jako třída Y. WISE teplota 1828+2650 ~ 25 °C. Hnědý trpaslík WISE 1541-2250 spektrálního typu Y0,5 se nachází na 18,6 ly. let (5,7 ks) od Slunce, hnědý trpaslík poměrně blízko Slunci, nacházející se v souhvězdí Vah. Hlavním kritériem, které odděluje spektrální třídu T od Y, je přítomnost pásem absorpce amoniaku ve spektru. Je však obtížné určit, zda tam tyto pásy jsou nebo ne, protože látky jako metan a voda mohou také absorbovat.

21 snímek

Popis snímku:

Způsoby, jak odlišit hnědého trpaslíka od planety: Měření hustoty. Všichni hnědí trpaslíci mají přibližně stejný poloměr a objem. Přítomnost rentgenového a infračerveného záření. Někteří hnědí trpaslíci vyzařují rentgenové záření. Všichni "teplí" trpaslíci vyzařují v červené a infračervené oblasti, dokud se neochladí na teplotu srovnatelnou s planetární teplotou (až 1000 K).

22 snímek

Popis snímku:

Bílí trpaslíci Bílí trpaslíci jsou vyvinuté hvězdy s hmotností nepřesahující Chandrasekharovu mez, bez vlastních zdrojů termonukleární energie. Průměrná hustota hmoty u bílých trpaslíků v jejich fotosférách je 105-109 g/cm³, což je téměř milionkrát více než hustota hvězd hlavní sekvence. Podle prevalence tvoří bílí trpaslíci podle různých odhadů 3–10 % hvězdné populace naší Galaxie.

23 snímek

Popis snímku:

Historie objevu Prvním objeveným bílým trpaslíkem byla hvězda 40 Eridani B v trojité soustavě 40 Eridani, kterou William Herschel v roce 1785 zařadil do katalogu dvojhvězd 40 Eridani neboli omicron² Eridani - trojhvězdný systém blízko Země v souhvězdí Eridani. Nachází se ve vzdálenosti 16.45 St. let (5,04 ks) od Slunce.

24 snímek

Popis snímku:

Barevná teplota světelného zdroje: charakterizuje spektrální složení záření světelného zdroje, je základem pro objektivitu dojmu barvy odrážejících se předmětů a světelných zdrojů.

25 snímek

Popis snímku:

Druhý a třetí objevení bílí trpaslíci byli Sirius B a Procyon B. V roce 1844 ředitel Königsbergské observatoře Friedrich Bessel při analýze pozorovacích dat, která byla prováděna od roku 1755, zjistil, že Sirius, nejjasnější hvězda Zemská obloha a Procyon se periodicky, i když velmi slabě, odchylují od přímočaré trajektorie pohybu po nebeské sféře. Bessel došel k závěru, že každý z nich musí mít blízkou družici. Sirius A a B. Snímek Hubbleova dalekohledu. Je zajímavé, že to znamená, že Sirius B musel být v minulosti mnohem hmotnější než Sirius A, protože již opustil hlavní sekvenci v procesu evoluce.

26 snímek

Popis snímku:

V roce 1917 objevil Adrian van Maanen dalšího bílého trpaslíka – van Maanenovu hvězdu v souhvězdí Ryb. V roce 1922 navrhl Willem Jakob Leuten nazývat takové hvězdy „bílými trpaslíky“. Hvězda z Leuthenu

27 snímek

Popis snímku:

28 snímek

Popis snímku:

Procyon B je slabý bílý trpaslík ≈16 AU vzdálený od Procyonu A. (vzdálenost od Slunce k Uranu). Podle své charakteristiky se podobá bílému trpaslíkovi u Siria, ale je obtížnější jej najít v amatérských dalekohledech. Hmotnost Procyonu B je menší než hmotnost Síria B. Jeho existenci předpověděl v roce 1844 F. Bessel na základě analýzy sekulárního pohybu Procyonu A přes nebeskou sféru. Objeven v roce 1896 americkým astronomem D. M. Sheberlem.

29 snímek

Popis snímku:

Krátce po záblesku helia se uhlík a kyslík „rozsvítí“; dochází k restrukturalizaci hvězdy a jejímu rychlému pohybu po Hertzsprung-Russellově diagramu. Velikost atmosféry hvězdy se ještě zvětší a začne intenzivně ztrácet plyn v podobě rozpínajících se proudů hvězdného větru. Naprostá většina hvězd končí svůj vývoj smršťováním, dokud tlak degenerovaných elektronů nevyrovná gravitaci. Když se velikost hvězdy stokrát zmenší a hustota se stane milionkrát vyšší než hustota vody, hvězda se nazývá bílý trpaslík. Je zbaven zdrojů energie a postupným ochlazováním se stává temným a neviditelným.

30 snímek

Popis snímku:

Hmotnost - závislost poloměru pro bílé trpaslíky. Vertikální asymptota odpovídá Chandrasekharově meze, tlaková ztráta a gravitační síly jsou stejně závislé na poloměru, ale rozdílně závislé na hmotnosti - obě resp. s rostoucí hmotou bílý trpaslík jeho poloměr se zmenšuje. Pokud je hmotnost větší než určitá mez (Chandrasekharova mez), hvězda se zhroutí. pro bílé trpaslíky existuje také spodní hranice: rychlost vývoje hvězd je úměrná jejich hmotnosti, pak můžeme pozorovat nízkohmotné bílé trpaslíky jako pozůstatky pouze těch hvězd, které se stihly vyvinout v době od počátečního období vzniku hvězd Vesmíru až do současnosti.

31 snímek

Popis snímku:

32 snímek

Popis snímku:

Populace bílých trpaslíků v kulové hvězdokupě NGC 6397. Modré čtverce jsou héliově bílí trpaslíci, fialové kruhy jsou „normální“ bílí trpaslíci s vysokým obsahem uhlíku

33 snímek

Popis snímku:

Bílí trpaslíci jsou zařazeni do samostatné spektrální třídy D, v současnosti se používá klasifikace, která odráží rysy spekter bílých trpaslíků, navržená v roce 1983 Edwardem Sionem; v této klasifikaci je spektrální třída zapsána v následujícím formátu: Podtřídy: DA - ve spektru jsou přítomny čáry Balmerovy řady vodíku, čáry helia nejsou pozorovány; DB - ve spektru jsou přítomny čáry helia He I, chybí vodíkové nebo kovové čáry; DC - spojité spektrum bez absorpčních čar; DO - ve spektru jsou přítomny silné heliové čáry He II, mohou být přítomny i čáry He I a H; DZ - pouze kovové linky, žádné H nebo He linky; DQ - linie uhlíku, včetně molekulárního C2; a spektrální vlastnosti: P - pozorovaná polarizace světla v magnetickém poli; H - polarizace, je-li přítomna magnetické pole neviditelný; V - ZZ hvězdy typu Ceti nebo jiní proměnní bílí trpaslíci; X - Zvláštní nebo neklasifikovaná spektra.

34 snímek

Popis snímku:

Červení obři Červený obr je hvězda pozdních spektrálních typů s vysokou svítivostí a prodlouženými obaly. Příklady červených obrů jsou Arcturus, Aldebaran, Gacrux a Mira A.

35 snímek

Popis snímku:

Mira s „ocáskem“ (fragment fotografie pořízené dalekohledem GALEX). Aldebaran Arcturus

36 snímek

Popis snímku:

Evoluční stopy hvězd různých hmotností během formování červených obrů na Hertzsprung-Russellově diagramu

37 snímek

Popis snímku:

Planetární mlhovina je astronomický objekt skládající se z obalu ionizovaného plynu a centrální hvězdy, bílého trpaslíka. Planetární mlhoviny vznikají při vyvržení vnějších vrstev (skořápek) červených obrů a veleobrů o hmotnosti 0,8 až 8 hmotností Slunce v konečné fázi jejich vývoje. Planetární mlhovina je rychle se pohybující (podle astronomických standardů) jev trvající jen několik desítek tisíc let, zatímco životnost předchůdce hvězdy je několik miliard let. V současné době je v naší galaxii známo asi 1500 planetárních mlhovin.

38 snímek

Popis snímku:

NGC 6543, mlhovina Cat's Eye - vnitřní oblast, pseudobarevný snímek (červená - Hα; modrá - neutrální kyslík, 630 nm; zelená - ionizovaný dusík, 658,4 nm)

39 snímek

Popis snímku:

40 snímek

Popis snímku:

41 snímek

Popis snímku:

42 snímek

Popis snímku:

Mezinárodní tým astronomů z Evropské jižní observatoře objevil největší a nejžhavější dvojhvězdný systém s dosud největším dalekohledem. Dvě hvězdy jsou v tak malé vzdálenosti, že se navzájem prakticky dotýkají a vyměňují si hmotu. Budoucnost tohoto systému je s největší pravděpodobností smutná - svítidla se buď zhroutí a vytvoří jedno velká hvězda nebo tvoří binární černou díru.

43 snímek

Popis snímku:

VFTS 352, největší dosud známý binární hvězdný systém, leží 160 000 světelných let od Země v mlhovině Tarantule v souhvězdí Dorado. Informoval o tom web Evropské jižní observatoře (ESO).

44 snímek

Popis snímku:

„Pokud se hvězdy dostatečně dobře promíchají, pak si možná zachovají svou velikost. Pak se systém VFTS 352 vyhne sloučení a stane se obří megahvězdou. To povede svítidla na novou evoluční cestu, která se zásadně liší od klasického vývoje hvězd. Ale v případě VFTS 352 komponenty systému pravděpodobně ukončí svůj život výbuchem supernovy a promění se ve dvojici černých děr, které se stanou zdrojem nejsilnější gravitace, “uvedla Selma de Mink z Amsterdamské univerzity. Nejhmotnější hvězda známá vědě. Odkazuje na modré hypergianty. Hvězda je také jednou z nejjasnějších, vyzařuje světlo, podle nejvyšších odhadů, až 10 milionkrát více než Slunce.

45 snímek

Prezentace na téma: „Vnitřní struktura slunce C“ Vyplnil student 11. třídy „a“ ​​střední škola GBOU 1924 Gubernatorov Anton

Vnitřní struktura Slunce.

Slunce je jedinou hvězdou ve sluneční soustavě, kolem které se točí další objekty této soustavy: planety a jejich satelity, trpasličí planety a jejich satelity, asteroidy, meteoroidy, komety a kosmický prach.

Struktura Slunce: -Solární jádro. - Sálavé přenosové pásmo. - Konvektivní zóna Slunce.

Solární jádro. Centrální část Slunce o poloměru asi 150 000 kilometrů, ve které probíhají termonukleární reakce, se nazývá sluneční jádro. Hustota hmoty v jádře je přibližně 150 000 kg/m³ (150krát vyšší než hustota vody a ~6,6krát vyšší než hustota hustý kov na Zemi - osmium) a teplota ve středu jádra je více než 14 milionů stupňů.

Sálavé přenosové pásmo. Nad jádrem se ve vzdálenostech cca 0,2-0,7 poloměru Slunce od jeho středu nachází radiační přenosová zóna, ve které nedochází k makroskopickým pohybům, energie se přenáší pomocí fotonové reemise.

konvektivní zóna slunce. Blíže k povrchu Slunce dochází k vířivému promíchávání plazmatu a k přenosu energie na povrch dochází především pohyby samotné hmoty. Tento způsob přenosu energie se nazývá konvekce a podpovrchová vrstva Slunce o tloušťce přibližně 200 000 km, kde se vyskytuje, se nazývá konvektivní zóna. Podle moderních údajů je jeho role ve fyzice slunečních procesů mimořádně velká, protože právě v ní vznikají různé pohyby sluneční hmoty a magnetická pole.

Atmosféra Slunce: -Fotosféra. -Chromosféra. -Koruna. -Slunečný vítr.

Fotosféra Slunce. Fotosféra (vrstva vyzařující světlo) tvoří viditelný povrch Slunce, ze kterého se určují rozměry Slunce, vzdálenost od povrchu Slunce atd. Teplota ve fotosféře dosahuje v průměru 5800 K. Zde je průměrná hustota plynu menší než 1/1000 hustoty pozemského vzduchu.

Chromosféra Slunce. Chromosféra je vnější plášť Slunce o tloušťce asi 10 000 km, obklopující fotosféru. Původ názvu této části sluneční atmosféry je spojen s její načervenalou barvou. Horní hranice chromosféry nemá výrazný hladký povrch, neustále z ní dochází k horkým ejekcím, nazývaným spikuly. Teplota chromosféry se zvyšuje s výškou od 4 000 do 15 000 stupňů.

Koruna Slunce. Koróna je posledním vnějším obalem Slunce. Navzdory velmi vysoké teplotě, mezi 600 000 a 5 000 000 stupni, je viditelná pouhým okem pouze při úplném zatmění Slunce.

Slunečný vítr. Mnoho přírodní jev na Zemi jsou spojeny s poruchami slunečního větru, včetně geomagnetických bouří a polárních září.

Energetické zdroje hvězd Pokud se Slunce skládalo z černé uhlí a zdrojem jeho energie bylo spalování, tedy pro při zachování současná úroveň vyzařující energie ze Slunce by zcela vyhořela za 5000 let. Ale Slunce svítí už miliardy let!Pokud by se Slunce skládalo z uhlí a zdrojem jeho energie bylo spalování, tak pro udržení současné úrovně energie záření by Slunce za 5000 let úplně shořelo. Ale Slunce svítí už miliardy let! Otázku energetických zdrojů hvězd nastolil Newton. Předpokládal, že hvězdy si doplňují zásoby energie na úkor padajících komet.Otázku zdrojů hvězdné energie nastolil Newton. Předpokládal, že hvězdy si díky padajícím kometám doplňují zásoby energie. V roce 1845 něm. Fyzik Robert Meyer ( ) se pokusil dokázat, že Slunce svítí díky pádu mezihvězdné hmoty na něj.V roce 1845 to. Fyzik Robert Meyer () se pokusil dokázat, že Slunce svítí v důsledku pádu mezihvězdné hmoty na něj Hermann Helmholtz navrhl, že Slunce vyzařuje část energie uvolněné při jeho pomalé kontrakci. Z jednoduchých výpočtů můžete zjistit, že Slunce by úplně zmizelo za 23 milionů let, což je příliš málo. Mimochodem, tento zdroj energie se v zásadě odehrává předtím, než hvězdy vstoupí do hlavní posloupnosti.Hermann Helmholtz navrhl, že Slunce vyzařuje část energie uvolněné při jeho pomalé kontrakci. Z jednoduchých výpočtů můžete zjistit, že Slunce by úplně zmizelo za 23 milionů let, což je příliš málo. Mimochodem, tento zdroj energie se v zásadě odehrává před výstupem hvězd do hlavní sekvence. Hermann Helmholtz (d.)

Vnitřní struktura hvězd Energetické zdroje hvězd Při vysokých teplotách a hmotnostech více než 1,5 hmotnosti Slunce dominuje uhlíkový cyklus (CNO). Reakce (4) je nejpomalejší – trvá asi 1 milion let. V tomto případě se uvolňuje o něco méně energie, protože. více, než je odneseno neutriny.Při vysokých teplotách a hmotnostech větších než 1,5 hmotnosti Slunce dominuje uhlíkový cyklus (CNO). Reakce (4) je nejpomalejší – trvá asi 1 milion let. V tomto případě se uvolňuje o něco méně energie, protože. více ho odnesou neutrina. Tento cyklus nezávisle vyvinuli Hans Bethe a Carl Friedrich von Weizsacker v roce 1938. Tento cyklus nezávisle vyvinuli Hans Bethe a Carl Friedrich von Weizsacker v roce 1938.

Vnitřní struktura hvězd Zdroje energie hvězd Když spalování helia v nitru hvězd skončí, při vyšších teplotách jsou možné další reakce, při kterých těžké prvky až po železo a nikl. Jsou to a-reakce, spalování uhlíku, spalování kyslíku, spalování křemíku... Když skončí spalování helia v nitru hvězd, při vyšších teplotách jsou možné další reakce, při kterých se syntetizují těžší prvky až po železo a nikl. Jedná se o a-reakce, spalování uhlíku, spalování kyslíku, spalování křemíku... Z „popelu" dávno vybuchlých supernov tedy vzniklo Slunce a planety. Z „popelu" dávno vybuchlých supernov tedy vzniklo Slunce a planety.

Vnitřní struktura hvězd Modely struktury hvězd V roce 1926 vyšla kniha Arthura Eddingtona Vnitřní struktura hvězd, která, dalo by se říci, započala studium vnitřní struktury hvězd. V roce 1926 vyšla kniha Arthura Eddingtona Vnitřní struktura hvězd, kterou, dalo by se říci, začalo studium vnitřní struktury hvězd. Eddington učinil předpoklad o rovnovážném stavu hvězd hlavní posloupnosti, tj. o rovnosti energetického toku generovaného v útrobách hvězdy a energie vyzařované z jejího povrchu. Eddington učinil předpoklad o rovnovážném stavu hvězd hlavní posloupnosti, tj. o rovnosti energetického toku generovaného v útrobách hvězdy a energie záření generovaného v útrobách hvězdy. Eddington nereprezentoval zdroj této energie, ale zcela správně umístil tento zdroj do nejžhavější části hvězdy - jejího středu a předpokládal, že dlouhá doba difúze energie (miliony let) vyrovná všechny změny kromě těch, které se objevují v blízkosti povrchu. Eddington nepředstavoval zdroj této energie, ale zcela správně umístil tento zdroj do nejžhavější části hvězdy - jejího středu a předpokládal, že se všechny změny objeví dlouhé miliony let (miliony let v blízkosti povrchu).

Vnitřní struktura hvězd Modely struktury hvězd Rovnováha ukládá hvězdě přísná omezení, to znamená, že po přechodu do rovnovážného stavu bude mít hvězda přesně definovanou strukturu. V každém bodě hvězdy musí být dodržena rovnováha gravitačních sil, tepelný tlak, radiační tlak atd. Také teplotní gradient musí být takový, aby vnější tepelný tok přesně odpovídal pozorovanému radiačnímu toku z povrchu. Rovnováha klade na hvězdu vážná omezení, tj. po dosažení rovnovážného stavu bude mít hvězda přesně definovanou strukturu. V každém bodě hvězdy musí být dodržena rovnováha gravitačních sil, tepelný tlak, tlak záření atd. Rovněž teplotní gradient musí být takový, aby tepelný tok směrem ven přesně odpovídal pozorovanému toku záření z povrchu. Všechny tyto podmínky lze zapsat ve formě matematických rovnic (alespoň 7), jejichž řešení je možné pouze numerickými metodami Všechny tyto podmínky lze zapsat ve formě matematických rovnic (nejméně 7), jejichž řešení je možné pouze numerickými metodami.

Vnitřní stavba hvězd Modely stavby hvězd Mechanická (hydrostatická) rovnováha Síla způsobená tlakovým rozdílem směřovaná ze středu se musí rovnat gravitační síle. d P/d r = M(r)G/r 2, kde P je tlak, hustota, M(r) je hmotnost uvnitř koule o poloměru r. Energetická bilance Nárůst svítivosti vlivem zdroje energie obsažené ve vrstvě o tloušťce dr ve vzdálenosti od středu r se vypočítá podle vzorce dL/dr = 4 r 2 (r), kde L je svítivost, (r) je měrné uvolnění energie jaderných reakcí. Tepelná rovnováha Rozdíl teplot na vnitřní a vnější hranici vrstvy musí být konstantní a vnitřní vrstvy musí být teplejší.

Vnitřní stavba hvězd 1. Jádro hvězdy (zóna termonukleárních reakcí). 2. Zóna radiačního přenosu energie uvolněné v jádře do vnějších vrstev hvězdy. 3. Zóna konvekce (konvektivní promíchávání hmoty). 4. Heliové izotermické jádro z degenerovaného elektronového plynu. 5. Skořápka ideálního plynu.

Vnitřní stavba hvězd Struktura hvězd do hmotnosti Slunce Hvězdy o hmotnosti menší než 0,3 hmotnosti Slunce jsou zcela konvektivní, vzhledem k jejich nízkým teplotám a vysokému koeficientu extinkce Hvězdy o hmotnosti menší než 0,3 hmotnosti Slunce jsou plně konvektivní, vzhledem k jejich nízkým teplotám a vysokým koeficientům absorpce. Hvězdy sluneční hmotnosti v jádře procházejí radiačním transportem, zatímco ve vnějších vrstvách je konvektivní, hvězdy sluneční hmotnosti v jádře procházejí radiačním transportem, zatímco ve vnějších vrstvách je konvektivní. Navíc hmotnost konvekčního pláště rychle klesá při pohybu v hlavní sekvenci a navíc hmotnost konvekčního pláště rychle klesá při pohybu nahoru v hlavní sekvenci.

Vnitřní stavba hvězd Struktura degenerovaných hvězd Tlak u bílých trpaslíků dosahuje stovek kilogramů na centimetr krychlový, zatímco u pulsarů je o několik řádů vyšší, u bílých trpaslíků dosahuje stovek kilogramů na centimetr krychlový a u pulsarů je o několik řádů vyšší. Při takových hustotách se chování ostře liší od chování ideálního plynu. Přestává jednat plynový zákon Mendělejev-Clapeyron - tlak již nezávisí na teplotě, ale je určen pouze hustotou. Toto je stav degenerované hmoty.Při takových hustotách se chování ostře liší od chování ideálního plynu. Plynový zákon Mendělejev-Clapeyron přestává fungovat – tlak již nezávisí na teplotě, ale je určen pouze hustotou. Toto je stav degenerované hmoty. Chování degenerovaného plynu, sestávajícího z elektronů, protonů a neutronů, se řídí kvantovými zákony, zejména Pauliho vylučovacím principem. Tvrdí, že ve stejném stavu nemohou být více než dvě částice a jejich rotace směřují opačně.Chování degenerovaného plynu, sestávajícího z elektronů, protonů a neutronů, se řídí kvantovými zákony, zejména Pauliho vylučovacím principem. Tvrdí, že ve stejném stavu nemohou být více než dvě částice a jejich rotace směřují opačně. U bílých trpaslíků je počet těchto možných stavů omezený, gravitace se snaží elektrony vtěsnat do již obsazená místa. V tomto případě vzniká specifická síla působící proti tlaku. V tomto případě p ~ 5/3. U bílých trpaslíků je počet těchto možných stavů omezený, gravitace se snaží vtěsnat elektrony do již obsazených míst. V tomto případě vzniká specifická síla působící proti tlaku. V tomto případě p ~ 5/3. Elektrony se přitom pohybují vysokou rychlostí a degenerovaný plyn má vysokou transparentnost díky využití všech možných energetických hladin a nemožnosti procesu absorpce-reemise. Zároveň mají elektrony vysoké rychlosti pohybu a degenerovaný plyn má vysokou transparentnost díky využití všech možných energetických hladin a nemožnosti procesu absorpce-reemise.

Vnitřní struktura hvězd Struktura neutronové hvězdy Při hustotách nad g / cm 3 dochází k procesu neutronizace hmoty, reakce + e n + Při hustotách nad g / cm 3 dochází k procesu neutronizace hmoty, reakce + e n + B v roce 1934 Fritz Zwicky a Walter Baarde teoreticky předpověděli existenci neutronů pomocí tlaku plynu In19,3 neutronu.3 y a Walter Baarde teoreticky předpověděli existenci neutronových hvězd hvězd, jejichž rovnováha je udržována tlakem neutronového plynu. Hmotnost neutronové hvězdy nemůže být menší než 0,1M a větší než 3M. Hustota ve středu neutronové hvězdy dosahuje g/cm 3. Teplota v nitru takové hvězdy se měří ve stovkách milionů stupňů. Velikosti neutronových hvězd nepřesahují desítky kilometrů. Magnetické pole na povrchu neutronových hvězd (milionkrát větší než na Zemi) je zdrojem rádiové emise.Hmotnost neutronové hvězdy nesmí být menší než 0,1M a větší než 3M. Hustota ve středu neutronové hvězdy dosahuje g/cm 3. Teplota v nitru takové hvězdy se měří ve stovkách milionů stupňů. Velikosti neutronových hvězd nepřesahují desítky kilometrů. Magnetické pole na povrchu neutronových hvězd (milionkrát větší než na Zemi) je zdrojem rádiové emise. Na povrchu neutronové hvězdy musí mít hmota vlastnosti pevné tělo, tedy neutronové hvězdy jsou obklopeny pevnou kůrou o tloušťce několika set metrů. Na povrchu neutronové hvězdy musí mít hmota vlastnosti pevného tělesa, tedy neutronové hvězdy jsou obklopeny pevnou kůrou o tloušťce několika set metrů.

MM.Dagaev a další Astronomie - M.: Osvícení, 1983 MM.Dagaev a další Astronomie - M.: Vzdělávání, 1983 P.G. Kulikovský. Astronomická amatérská příručka - M.URSS, 2002 P.G. Kulikovský. Astronomy Amateur's Handbook - M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin Astrofyzika. Čítanka o astronomii - M.: Osvícení, 1988 M.M.Dagaev, V.M.Charugin Astrofyzika. Čítanka o astronomii - M.: Enlightenment, 1988 A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin "Historie astronomie" - M.: Moskevská státní univerzita, 1989 A.I. Eremeeva, F.A. Tsitsin "History of Astronomy" - M.: Moskevská státní univerzita, 1989 W. Cooper, E. Walker "Měření světla hvězd" - M.: Mir, 1994 W. Cooper, E. Walker "Měření světla hvězd" - M.: Mir, 1994 R. Kippenhan. 100 miliard sluncí. Zrození, život a smrt hvězd. M.: Mir, 1990. R. Kippenhan. 100 miliard sluncí. Zrození, život a smrt hvězd. Moskva: Mir, 1990 Vnitřní struktura hvězd Reference

"Černé díry vesmíru" - Historie myšlenek o černých dírách. Otázka skutečné existence černých děr. Detekce černých děr. hroutící se hvězdy. Temná hmota. Obtížnost. Černé díry a temná hmota. Supermasivní černé díry. horký temná hmota. Studená temná hmota. Teplá temná hmota. Primitivní černé díry.

"Fyzikální povaha hvězd" - Betelgeuse. Svítivost ostatních hvězd se určuje v relativních jednotkách ve srovnání se svítivostí Slunce. Srovnávací velikosti Slunce a trpaslíků. Hvězdy se mohou lišit ve svítivosti miliardkrát. Hmotnosti hvězd se tedy liší jen několik setkrát. Naše Slunce je žlutá hvězda, jejíž teplota fotosféry je asi 6000 K. Stejnou barvu má Capella, jejíž teplota je také asi 6000 K.

"Evolution of the Stars" - exploze supernovy. Mlhovina v Orionu. Komprese je důsledkem gravitační nestability, Newtonova myšlenka. Vesmír je tvořen z 98 % hvězdami. Jak se hustota mraku zvyšuje, stává se pro záření neprůhledným. Astronomové nejsou schopni vysledovat život jediné hvězdy od začátku do konce. Mlhovina Orel.

"Hvězdy na obloze" - obecné charakteristiky hvězdy. Evoluce hvězd. "Vyhoření" vodíku. Chemické složení. Existuje mnoho legend o Velkém a Malém medvědovi. Teplota určuje barvu hvězdy a její spektrum. poloměr hvězdy. Zimní obloha je nejbohatší na jasné hvězdy. Co říkali staří Řekové o medvědech?

"Vzdálenosti ke hvězdám" - Hvězdy se liší barvou, leskem. I pouhým okem můžete vidět, že svět kolem nás je nesmírně rozmanitý. Hipparchos. 1 parsek = 3,26 světelných let = 206 265 astronomických jednotek = 3,083 1015 m. Ze spektrálních čar můžete odhadnout svítivost hvězdy a poté zjistit vzdálenost k ní.

"Hvězdná obloha" - Pozdě v noci na obloze vidíte spoustu hvězd. souhvězdí. Pojmenujte souhvězdí, která znáte. Planeta Země. Země je domovem člověka. Planety. hvězdy na obloze. Světlo ze Slunce dorazí na Zemi za 8,5 minuty. Legenda se k nám dostala od starých Řeků. V roce 1609 se Galileo poprvé podíval na Měsíc dalekohledem.

Celkem je v tématu 17 prezentací