Ներկայացման նկարագրությունը առանձին սլայդների վրա.

1 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

2 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Ի՞նչ է աստղը: Աստղը զանգվածային գազային գնդիկ է, որը լույս է արձակում և գտնվում է հավասարակշռության վիճակում իր սեփական ձգողականության և ներքին ճնշման միջոցով, որի խորքերում տեղի են ունենում ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիաներ (կամ տեղի են ունեցել նախկինում)։

3 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Աստղերը գոյանում են գազ-փոշու միջավայրից՝ գրավիտացիոն սեղմման արդյունքում։ Աստղերի ճնշող մեծամասնության էներգիան ազատվում է արդյունքում ջերմամիջուկային ռեակցիաներջրածնի վերածումը հելիումի, որը տեղի է ունենում ինտերիերի բարձր ջերմաստիճաններում: Աստղերը հաճախ անվանում են տիեզերքի հիմնական մարմիններ, քանի որ դրանք պարունակում են բնության լուսավոր նյութի մեծ մասը: Հատկանշական է, որ աստղերը բացասական ջերմունակություն ունեն։

4 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Արեգակին ամենամոտ աստղը Proxima Centauri-ն է: Այն գտնվում է կենտրոնից 4,2 լուսային տարի (4,2 լուսային տարի = 39 Pm = 39 տրիլիոն կմ = 3,9 × 1013 կմ) հեռավորության վրա: Արեգակնային համակարգ

5 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Ամենամեծ աստղերի չափերի և զանգվածների համեմատություն. նկարում ամենամեծ տրամագծով աստղը VY է Մեծ շուն(17 ± 8 Mʘ); մյուսներն են ρ Cassiopeia (14-30 Mʘ), Betelgeuse (11,6 ± 5,0 Mʘ) և շատ զանգվածային կապույտ աստղ Pistol (27,5 Mʘ): Այս մասշտաբով արևը 1 պիքսել է վերցնում լրիվ չափի պատկերում (2876 × 2068 պիքսել):

6 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

7 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Անզեն աչքով երկնքում տեսանելի է մոտ 6000 աստղ, յուրաքանչյուր կիսագնդում՝ 3000: Բացառությամբ գերնոր աստղերի, Երկրից տեսանելի բոլոր աստղերը (ներառյալ ամենահզոր աստղադիտակներում տեսանելիները) գտնվում են գալակտիկաների տեղական խմբում։ Գալակտիկաների տեղական խումբ - գրավիտացիոն սկզբունքով կապված գալակտիկաների խումբ, ներառյալ Ծիր Կաթին, Անդրոմեդայի Գալակտիկա (M31) և Եռանկյուն Գալակտիկա (M33):

8 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Չափման միավորներ Աստղային բնութագրերի մեծ մասը սովորաբար արտահայտվում է SI-ով, սակայն օգտագործվում է նաև CGS: Աստղերի հեռավորությունը նշելու համար ընդունվում են այնպիսի միավորներ, ինչպիսիք են լուսային տարին և պարսեկը: Մեծ հեռավորություններ, ինչպիսիք են հսկա աստղերի շառավիղը կամ երկուականի կիսահիմնական առանցքը աստղային համակարգեր, հաճախ արտահայտվում են աստղագիտական ​​միավորի միջոցով (AU), որը հավասար է Երկրի և Արեգակի միջին հեռավորությանը (մոտ 150 միլիոն կմ):

9 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Աստղերի տեսակները Գծային սպեկտրների տեսակները 20-րդ դարի սկզբին Հերցպրունգը և Ռասելը գծագրեցին տարբեր աստղեր «Բացարձակ մեծություն» - «Սպեկտրալ դաս» դիագրամի վրա, և պարզվեց, որ դրանց մեծ մասը խմբավորված է նեղ կորի երկայնքով: Հետագայում այս դիագրամը (այժմ կոչվում է Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամ) պարզվեց, որ աստղի ներսում տեղի ունեցող գործընթացները հասկանալու և ուսումնասիրելու բանալին է:

10 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Բացարձակ մեծություն - ֆիզիկական քանակությունբնութագրում է աստղագիտական ​​օբյեկտի պայծառությունը. Տարբեր տեսակի օբյեկտների համար օգտագործվում են բացարձակ արժեքի տարբեր սահմանումներ։

11 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

12 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

13 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Ինչպես է աստղի կառուցվածքը Կառուցվածք Ընդհանուր դեպքում, աստղը, որը գտնվում է հիմնական հաջորդականության վրա, կարելի է բաժանել երեք ներքին գոտիների՝ միջուկ, կոնվեկտիվ գոտի և ճառագայթային տրանսպորտային գոտի: Միջուկը աստղի կենտրոնական շրջանն է, որտեղ միջուկային ռեակցիաներ են տեղի ունենում։ Կոնվեկտիվ գոտի - գոտի, որտեղ էներգիայի փոխանցումը տեղի է ունենում կոնվեկցիայի պատճառով: 0,5 Մ☉-ից պակաս զանգված ունեցող աստղերի համար այն զբաղեցնում է ամբողջ տարածությունը միջուկի մակերեսից մինչև ֆոտոսֆերայի մակերեսը։ Արեգակի հետ համեմատելի զանգված ունեցող աստղերի համար կոնվեկտիվ մասը գտնվում է ամենավերևում՝ ճառագայթային գոտուց վեր։ Իսկ զանգվածային աստղերի համար այն գտնվում է ներսում՝ շողացող գոտու տակ։ Պայծառային գոտու և կոնվեկցիոն գոտու գտնվելու վայրը տարբեր զանգվածների աստղերում Պայծառ գոտին այն գոտին է, որտեղ էներգիայի փոխանցումը տեղի է ունենում ֆոտոնների արտանետման պատճառով: Զանգվածային աստղերի համար այս գոտին գտնվում է միջուկի և կոնվեկտիվ գոտու միջև, ցածր զանգվածի աստղերի համար այն բացակայում է, իսկ աստղերի համար Արեգակի զանգվածից ավելին գտնվում է մակերեսին մոտ։

14 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Աստղի մակերևույթի վերևում մթնոլորտ է, որը սովորաբար կազմված է երեք մասՊսակի քրոմոսֆերայի ֆոտոսֆերաները Ֆոտոսֆերան մթնոլորտի ամենախոր մասն է, որի ստորին շերտերում ձևավորվում է շարունակական սպեկտր:

15 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

16 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Շագանակագույն թզուկներ Շագանակագույն թզուկները աստղերի մի տեսակ են, որոնց միջուկային ռեակցիաները երբեք չեն կարողացել փոխհատուցել ճառագայթման կորցրած էներգիան: Նրանց գոյությունը կանխատեսվել էր 20-րդ դարի կեսերին՝ հիմնվելով աստղերի ձևավորման ընթացքում տեղի ունեցող գործընթացների մասին պատկերացումների վրա։ Այնուամենայնիվ, 1995 թվականին առաջին անգամ հայտնաբերվեց շագանակագույն թզուկ: Նրանց սպեկտրային դասը M - T է։ Տեսականորեն առանձնանում է մեկ այլ դաս՝ նշանակված Y (2011 թվականին դրա գոյությունը հաստատվել է 300-500 Կ ջերմաստիճան ունեցող մի քանի աստղերի հայտնաբերմամբ) WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022։ 71 + 150248.5, իմաստուն J140518: 40 + 553421.5, իմաստուն J154151.65-225025.2: Արև.

17 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Աստերոիդի սկավառակ շագանակագույն թզուկի շուրջ. Տեսարան հիպոթետիկ մոլորակից մոտ 3 միլիոն կիլոմետր հեռավորությունից։

18 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Շագանակագույն թզուկների սպեկտրալ տիպերը Սպեկտրալ տիպ M Շագանակագույն թզուկները, որոնք զանգվածով մոտ են կարմիր թզուկներին, կարող են ունենալ M6.5 սպեկտրային տեսակ կամ մթագնել իրենց վաղ փուլերում՝ ձևավորումից հետո: Նման աստղերը երբեմն կոչվում են նաև «ուշ M-գաճաճներ»:Սառչելով աստիճանաբար անցնում են շագանակագույն թզուկներին ավելի բնորոշ L դասի:Սպեկտրային դաս L Սպեկտրային գծերով լրիվ տարբերվում է M-ից կարմիր օպտիկական սպեկտրում , տիտանի և վանադիումի օքսիդների գծերը դեռ ամուր էին, բայց կային նաև մետաղների հիդրիդների ուժեղ գծեր, ինչպիսիք են FeH, CrH, MgH, CaH։ Կային նաև ուժեղ գծեր ալկալիական մետաղներև յոդ:

19 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Սպեկտրային տիպ T Շագանակագույն թզուկ Gliese 229 B-ը երկրորդ նոր սպեկտրային տիպի նախատիպն է, որը կոչվում է T թզուկ: Մինչ L-թզուկների մոտ ինֆրակարմիր (NIR) սպեկտրում գերակշռում են ջրի և ածխածնի օքսիդի (CO) կլանող շերտերը, Gliese 229 B-ի NIR սպեկտրում գերակշռում են մեթանի (CH4) շերտերը: Նմանատիպ բնութագրեր նախկինում հայտնաբերվել են Երկրից դուրս միայն Արեգակնային համակարգի գազային հսկաներում և Սատուրնի արբանյակ Տիտանում: Սպեկտրի կարմիր հատվածում L-գաճաճներին բնորոշ FeH և CrH գոտիների փոխարեն դիտվում են ալկալային մետաղների՝ նատրիումի և կալիումի սպեկտրները։ Միայն համեմատաբար ցածր զանգված ունեցող շագանակագույն թզուկները կարող են լինել T-թզուկներ: T-գաճաճի զանգվածը սովորաբար չի գերազանցում Արեգակի զանգվածի 7%-ը կամ Յուպիտերի 70 զանգվածը։ Իրենց հատկություններով T դասի թզուկները նման են գազային հսկա մոլորակներին։

20 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Մյուս սառը շագանակագույն թզուկները (CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 և ULAS J003402.77-005206.7) ունեն մակերեսային ջերմաստիճան 500-600-3 °C (0.9 °C) և 0.9 °C (0.9 °C) աստիճանի ջերմաստիճան: Դրանց կլանման սպեկտրը 1,55 մկմ ալիքի երկարության վրա է (ինֆրակարմիր) Սպեկտրալ տեսակ Y Այս սպեկտրային տիպը մոդելավորվել է չափազանց սառը շագանակագույն թզուկների համար: Մակերեւույթի ջերմաստիճանը տեսականորեն պետք է լիներ 700 Կ-ից ցածր (կամ 400 °C), ինչը նման շագանակագույն թզուկներին դարձրեց անտեսանելի օպտիկական տիրույթում, ինչպես նաև զգալիորեն ավելի սառը, քան «տաք Յուպիտերը»: 2011թ.-ի օգոստոսին ամերիկացի աստղագետները զեկուցեցին յոթ գերսառը շագանակագույն թզուկների հայտնաբերման մասին, որոնց արդյունավետ ջերմաստիճանը 300-500 Կ-ի միջակայքում էր: Դրանցից 6-ը դասակարգվեցին որպես Y դասի WISE ջերմաստիճան 1828+2650 ~ 25 °C: Y0.5 սպեկտրային տիպի WISE 1541-2250 շագանակագույն թզուկը գտնվում է 18.6 ly-ում: տարի (5,7 հատ) Արեգակից, Արեգակին բավականին մոտ շագանակագույն թզուկ, որը գտնվում է Կշեռք համաստեղությունում: Հիմնական չափանիշը, որը բաժանում է սպեկտրային T դասը Y-ից, սպեկտրում ամոնիակի կլանման գոտիների առկայությունն է։ Այնուամենայնիվ, դժվար է որոշել, թե արդյոք այդ շերտերը կան, թե ոչ, քանի որ այնպիսի նյութեր, ինչպիսիք են մեթանը և ջուրը, նույնպես կարող են ներծծվել:

21 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Շագանակագույն թզուկը մոլորակից տարբերելու եղանակներ. Խտության չափում: Բոլոր շագանակագույն թզուկներն ունեն մոտավորապես նույն շառավիղը և ծավալը։ Ռենտգենյան և ինֆրակարմիր ճառագայթման առկայությունը. Որոշ շագանակագույն թզուկներ ռենտգենյան ճառագայթներ են արձակում: Բոլոր «տաք» թզուկները ճառագայթում են կարմիր և ինֆրակարմիր տիրույթներում, մինչև սառչում են մինչև մոլորակի ջերմաստիճանի հետ համեմատելի ջերմաստիճանը (մինչև 1000 Կ):

22 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Սպիտակ թզուկներ Սպիտակ թզուկները զարգացած աստղեր են, որոնց զանգվածը չի գերազանցում Չանդրասեխարի սահմանը և զուրկ ջերմամիջուկային էներգիայի սեփական աղբյուրներից: Սպիտակ թզուկների նյութի միջին խտությունը ֆոտոսֆերաներում կազմում է 105-109 գ/սմ³, ինչը գրեթե մեկ միլիոն անգամ գերազանցում է հիմնական հաջորդականության աստղերի խտությունը: Ըստ տարածվածության՝ սպիտակ թզուկները, ըստ տարբեր գնահատականների, կազմում են մեր Գալակտիկայի աստղային բնակչության 3-10%-ը։

23 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Հայտնաբերման պատմությունը Առաջին հայտնաբերված սպիտակ թզուկը 40 Էրիդանի B աստղն էր եռակի համակարգում 40 Էրիդան, որը դեռ 1785 թվականին Ուիլյամ Հերշելը ներառեց կրկնակի աստղերի կատալոգում 40 Eridani կամ omicron² Eridani - եռակի աստղային համակարգ մոտ: Երկիր Էրիդանի համաստեղությունում: 16.45 հեռավորության վրա գտնվող Սբ. տարի (5,04 հատ) Արեգակից:

24 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Լույսի աղբյուրի գունային ջերմաստիճանը. բնութագրում է լույսի աղբյուրի ճառագայթման սպեկտրալ կազմը, հիմք է հանդիսանում արտացոլող առարկաների և լույսի աղբյուրների գույնի տպավորության օբյեկտիվության համար:

25 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Երկրորդ և երրորդ հայտնաբերված սպիտակ թզուկները Սիրիուս Բ-ն և Պրոցյոն Բ-ն էին: 1844 թվականին Քյոնիգսբերգի աստղադիտարանի տնօրեն Ֆրիդրիխ Բեսելը, վերլուծելով 1755 թվականից անցկացված դիտողական տվյալները, պարզեց, որ Սիրիուսը, ամենապայծառ աստղըԵրկրի երկինքը և Պրոցյոնը պարբերաբար, թեև շատ թույլ, շեղվում են երկնային ոլորտի երկայնքով շարժման ուղղագիծ հետագիծից… Բեսելը եկել է այն եզրակացության, որ նրանցից յուրաքանչյուրը պետք է ունենա մոտ արբանյակ: Սիրիուս Ա և Բ. Հաբլ աստղադիտակի պատկերը. Հետաքրքիր է, որ սա ենթադրում է, որ Սիրիուս B-ն պետք է շատ ավելի զանգվածային լինի, քան Սիրիուս Ա-ն անցյալում, քանի որ այն արդեն թողել է հիմնական հաջորդականությունը էվոլյուցիայի գործընթացում:

26 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

1917 թվականին Ադրիան վան Մաանենը հայտնաբերեց ևս մեկ սպիտակ թզուկ՝ վան Մաանենի աստղը Ձկներ համաստեղությունում: 1922 թվականին Վիլեմ Յակոբ Լոյտենն առաջարկեց նման աստղերին անվանել «սպիտակ թզուկներ»։ Լյութենի աստղ

27 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

28 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Պրոցիոն B-ն աղոտ սպիտակ թզուկ է ≈16 AU-ից հեռու Պրոցյոն Ա-ից: (Արևից Ուրան հեռավորությունը): Իր բնութագրերով այն նման է Սիրիուսի մոտ գտնվող սպիտակ թզուկին, սակայն սիրողական աստղադիտակներում ավելի դժվար է գտնել այն։ Պրոցյոն B-ի զանգվածը փոքր է Սիրիուս Բ-ի զանգվածից: Նրա գոյությունը կանխատեսել էր 1844 թվականին Ֆ. Բեսելի կողմից՝ հիմնվելով Պրոցյոն Ա-ի աշխարհիկ շարժման վերլուծության վրա երկնային ոլորտում: Հայտնաբերվել է 1896 թվականին ամերիկացի աստղագետ Դ.Մ.Շեբերլի կողմից։

29 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Հելիումի բռնկումից կարճ ժամանակ անց ածխածինը և թթվածինը «վառվում են»; տեղի է ունենում աստղի վերակառուցումը և նրա արագ շարժումը Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի երկայնքով: Աստղի մթնոլորտի չափերն էլ ավելի են մեծանում, և այն սկսում է ինտենսիվ կորցնել գազը՝ ընդլայնվող աստղային քամու հոսքերի տեսքով։ Աստղերի ճնշող մեծամասնությունն ավարտում է իր էվոլյուցիան՝ փոքրանալով, մինչև դեգեներատիվ էլեկտրոնների ճնշումը հավասարակշռի ձգողականությունը: Երբ աստղի չափը նվազում է հարյուրապատիկով, և խտությունը դառնում է մեկ միլիոն անգամ ավելի, քան ջրի խտությունը, աստղը կոչվում է սպիտակ թզուկ: Այն զրկվում է էներգիայի աղբյուրներից և աստիճանաբար սառչելով՝ դառնում է մութ ու անտեսանելի։

30 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Զանգված - շառավղով կախվածություն սպիտակ թզուկների համար: Ուղղահայաց ասիմպտոտը համապատասխանում է Չանդրասեխարի սահմանին, ճնշման անկումը և գրավիտացիոն ուժերը հավասարապես կախված են շառավղից, բայց տարբեր կերպով կախված են զանգվածից՝ երկուսն էլ համապատասխանաբար: զանգվածի աճով սպիտակ թզուկնրա շառավիղը նվազում է. Եթե ​​զանգվածը մեծ է որոշակի սահմանից (Չանդրասեխարի սահմանը), ապա աստղը փլուզվում է։ սպիտակ թզուկների համար կա նաև ստորին սահման. Աստղերի էվոլյուցիայի արագությունը համաչափ է նրանց զանգվածին, այնուհետև մենք կարող ենք դիտել ցածր զանգվածի սպիտակ թզուկները որպես միայն այն աստղերի մնացորդները, որոնք կարողացել են զարգանալ Տիեզերքի աստղերի ձևավորման սկզբնական շրջանից մինչև մեր օրերը:

31 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

32 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Սպիտակ թզուկների պոպուլյացիա NGC 6397 գնդիկ աստղային կլաստերի մեջ: Կապույտ քառակուսիները հելիումի սպիտակ թզուկներ են, մանուշակագույն շրջանակները՝ «նորմալ» ածխածնի բարձրությամբ սպիտակ թզուկներ:

33 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Սպիտակ թզուկները հատկացվում են առանձին սպեկտրային D դասի, ներկայումս օգտագործվում է դասակարգում, որն արտացոլում է սպիտակ թզուկների սպեկտրների առանձնահատկությունները, առաջարկված 1983 թվականին Էդվարդ Սիոնի կողմից; Այս դասակարգման մեջ սպեկտրային դասը գրված է հետևյալ ձևաչափով. Ենթադասեր. DA - սպեկտրում առկա են ջրածնի Balmer շարքի գծեր, հելիումի գծեր չեն նկատվում. DB - հելիումի He I գծերը առկա են սպեկտրում, ջրածնի կամ մետաղական գծերը բացակայում են. DC - շարունակական սպեկտր առանց կլանման գծերի; DO - ուժեղ հելիում He II գծեր առկա են սպեկտրում, կարող են լինել նաև He I և H գծեր. DZ - միայն մետաղական գծեր, առանց H կամ He գծեր; DQ - ածխածնի գծեր, ներառյալ մոլեկուլային C2; և սպեկտրային առանձնահատկություններ. P - մագնիսական դաշտում լույսի դիտված բևեռացում; H - բևեռացում, եթե առկա է մագնիսական դաշտըտեսանելի չէ; V - ZZ Ceti տիպի աստղեր կամ այլ փոփոխական սպիտակ թզուկներ; X - Յուրահատուկ կամ չդասակարգված սպեկտրներ:

34 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Կարմիր հսկաներ Կարմիր հսկան ուշ սպեկտրալ տիպի աստղ է՝ բարձր պայծառությամբ և երկարաձգված խեցիներով: Կարմիր հսկաների օրինակներն են Արկտուրուսը, Ալդեբարանը, Գակրուքսը և Միրա Ա.

35 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Միրան «պոչով» (GALEX աստղադիտակով արված լուսանկարի հատված). Ալդեբարան Արկտուրուս

36 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Տարբեր զանգվածի աստղերի էվոլյուցիոն հետքերը կարմիր հսկաների ձևավորման ժամանակ Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի վրա

37 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Մոլորակային միգամածությունը աստղագիտական ​​օբյեկտ է, որը բաղկացած է իոնացված գազի ծրարից և կենտրոնական աստղից՝ սպիտակ թզուկից։ Մոլորակային միգամածությունները ձևավորվում են կարմիր հսկաների և գերհսկաների արտաքին շերտերի (պատյանների) արտանետման ժամանակ, որոնց զանգվածը կազմում է 0,8-ից մինչև 8 արեգակնային զանգված՝ նրանց էվոլյուցիայի վերջնական փուլում։ Մոլորակային միգամածությունը արագ շարժվող (աստղագիտական ​​չափանիշներով) երևույթ է, որը տևում է ընդամենը մի քանի տասնյակ հազար տարի, մինչդեռ նախնի աստղի կյանքի տևողությունը մի քանի միլիարդ տարի է: Ներկայումս մեր գալակտիկայում հայտնի է մոտ 1500 մոլորակային միգամածություն։

38 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

NGC 6543, Կատվի աչքի միգամածություն - ներքին շրջան, կեղծ գունավոր պատկեր (կարմիր - Hα; կապույտ - չեզոք թթվածին, 630 նմ; կանաչ - իոնացված ազոտ, 658,4 նմ)

39 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

40 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

41 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

42 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

Եվրոպական հարավային աստղադիտարանի աստղագետների միջազգային խումբը հայտնաբերել է ամենամեծ և ամենաթեժ երկուական աստղային համակարգը երբևէ եղած ամենամեծ աստղադիտակով: Երկու աստղ այնքան փոքր հեռավորության վրա են, որ գործնականում դիպչում են միմյանց՝ փոխանակելով նյութը։ Այս համակարգի ապագան, ամենայն հավանականությամբ, տխուր է. լուսատուները կամ կփլուզվեն և կստեղծեն մեկը մեծ աստղկամ ձևավորել երկուական սև անցք:

43 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

VFTS 352-ը՝ մինչ օրս հայտնի ամենամեծ երկուական աստղային համակարգը, գտնվում է Երկրից 160000 լուսային տարի հեռավորության վրա՝ Տարանտուլայի միգամածությունում՝ Դորադո համաստեղությունում: Այս մասին հաղորդվում է Եվրոպական հարավային աստղադիտարանի (ESO) կայքում։

44 սլայդ

Սլայդի նկարագրությունը.

«Եթե աստղերը բավական լավ խառնվեն, ապա միգուցե նրանք կպահպանեն իրենց չափերը: Այդ դեպքում VFTS 352 համակարգը կխուսափի միաձուլվելուց և հսկա մեգաաստղ դառնալուց։ Սա լուսատուներին կտանի դեպի նոր էվոլյուցիոն ուղի, որը սկզբունքորեն տարբերվում է աստղերի դասական զարգացումից: Բայց VFTS 352-ի դեպքում, համակարգի բաղադրիչները, ամենայն հավանականությամբ, կավարտեն իրենց կյանքը գերնոր աստղի պայթյունով և կվերածվեն զույգ սև խոռոչների, որոնք կդառնան ամենաուժեղ ձգողության աղբյուրը», - ասում է Սելմա դե Մինկը համալսարանից: Ամստերդամ. Գիտությանը հայտնի ամենազանգվածային աստղը։ Անդրադառնում է կապույտ հիպերհսկաներին: Աստղը նաև ամենապայծառներից մեկն է, որը լույս է արձակում, ըստ ամենաբարձր գնահատականների, Արեգակից մինչև 10 միլիոն անգամ ավելի:

45 սլայդ

«Գ արևի ներքին կառուցվածքը» թեմայով ներկայացում Ավարտել է աշակերտ 11 «ա» դասարան GBOU միջնակարգ դպրոց 1924 Գուբերնատորով Անտոն

Արեգակի ներքին կառուցվածքը.

Արևը Արեգակնային համակարգի միակ աստղն է, որի շուրջ պտտվում են այս համակարգի այլ առարկաներ՝ մոլորակները և նրանց արբանյակները, գաճաճ մոլորակները և նրանց արբանյակները, աստերոիդները, երկնաքարերը, գիսաստղերը և տիեզերական փոշին:

Արեգակի կառուցվածքը. - Արեգակնային միջուկ: - Ճառագայթային փոխանցման գոտի: - Արեգակի կոնվեկտիվ գոտին.

Արեգակնային միջուկ. Արեգակի մոտ 150000 կիլոմետր շառավղով կենտրոնական մասը, որտեղ ջերմամիջուկային ռեակցիաներ են տեղի ունենում, կոչվում է արեգակնային միջուկ։ Միջուկում նյութի խտությունը մոտավորապես 150000 կգ/մ³ է (150 անգամ ավելի բարձր ջրի խտությունից և 6,6 անգամ ավելի բարձր ջրի խտությունից։ խիտ մետաղԵրկրի վրա՝ օսմիում), իսկ միջուկի կենտրոնում ջերմաստիճանը ավելի քան 14 միլիոն աստիճան է։

Ճառագայթային փոխանցման գոտի. Միջուկի վերևում, Արեգակի շառավիղից մոտ 0,2-0,7 հեռավորության վրա նրա կենտրոնից, կա ճառագայթային փոխանցման գոտի, որում չկան մակրոսկոպիկ շարժումներ, էներգիան փոխանցվում է ֆոտոնների վերարտադրման միջոցով։

արևի կոնվեկտիվ գոտի. Արեգակի մակերեսին ավելի մոտ տեղի է ունենում պլազմայի հորձանուտային խառնում, և էներգիայի փոխանցումը դեպի մակերես տեղի է ունենում հիմնականում բուն նյութի շարժումներով։ Էներգիայի փոխանցման այս մեթոդը կոչվում է կոնվեկցիա, իսկ Արեգակի ստորգետնյա շերտը՝ մոտավորապես 200000 կմ հաստությամբ, որտեղ այն տեղի է ունենում, կոչվում է կոնվեկցիոն գոտի։ Ըստ ժամանակակից տվյալների՝ նրա դերը արեգակնային պրոցեսների ֆիզիկայում բացառիկ մեծ է, քանի որ հենց դրանում են ծագում արեգակնային նյութի և մագնիսական դաշտերի տարբեր շարժումներ։

Արևի մթնոլորտ. - Ֆոտոսֆերա: -Քրոմոսֆերա. -Թագ. -Արևոտ քամի:

Արևի ֆոտոսֆերա. Ֆոտոսֆերան (լույս արձակող շերտ) կազմում է Արեգակի տեսանելի մակերեսը, որտեղից որոշվում են Արեգակի չափերը, հեռավորությունը Արեգակի մակերևույթից և այլն։Լուսֆերայում ջերմաստիճանը միջինը հասնում է 5800 Կ–ի։ Այստեղ գազի միջին խտությունը ցամաքային օդի խտության 1/1000-ից պակաս է։

Արեգակի քրոմոսֆերա. Քրոմոսֆերան Արեգակի արտաքին թաղանթն է՝ մոտ 10000 կմ հաստությամբ, շրջապատելով ֆոտոսֆերան։ Արեգակնային մթնոլորտի այս հատվածի անվան ծագումը կապված է նրա կարմրավուն գույնի հետ։ Քրոմոսֆերայի վերին սահմանը չունի ընդգծված հարթ մակերես, դրանից անընդհատ առաջանում են տաք արտանետումներ, որոնք կոչվում են սպիկուլներ։ Քրոմոսֆերայի ջերմաստիճանը բարձրանում է 4000-ից մինչև 15000 աստիճան:

Արևի պսակ. Պսակը Արեգակի վերջին արտաքին թաղանթն է։ Չնայած իր շատ բարձր ջերմաստիճանին՝ 600,000-ից 5,000,000 աստիճանի սահմաններում, այն տեսանելի է միայն անզեն աչքով արեգակի ամբողջական խավարման ժամանակ:

Արևոտ քամի. Շատերը բնական երևույթներԵրկրի վրա կապված են արևային քամու խանգարումների հետ, ներառյալ գեոմագնիսական փոթորիկները և բևեռափայլերը:

Աստղերի էներգիայի աղբյուրները Եթե Արեգակը բաղկացած լիներ կարծր ածուխև դրա էներգիայի աղբյուրը այրումն էր, այնուհետև պահպանման ժամանակ ընթացիկ մակարդակըԱրեգակից ճառագայթվող էներգիան ամբողջությամբ կվերանա 5000 տարի հետո: Բայց Արևը փայլում է արդեն միլիարդավոր տարիներ... Եթե Արևը բաղկացած լիներ ածուխից և դրա էներգիայի աղբյուրը այրումը լիներ, ապա ճառագայթման էներգիայի ներկայիս մակարդակը պահպանելու համար Արևը 5000 տարի հետո ամբողջությամբ կվառվեր: Բայց Արևը փայլում է միլիարդավոր տարիներ: Աստղերի էներգիայի աղբյուրների հարցը բարձրացրել է Նյուտոնը։ Նա ենթադրում էր, որ աստղերը լրացնում են իրենց էներգիայի պաշարը ընկնող գիսաստղերի հաշվին։Աստղային էներգիայի աղբյուրների հարցը բարձրացրել է Նյուտոնը։ Նա ենթադրում էր, որ աստղերն իրենց էներգիայի պաշարը համալրում են գիսաստղերի անկման պատճառով։ 1845-ին գերմ. Ֆիզիկոս Ռոբերտ Մեյերը () փորձել է ապացուցել, որ Արեգակը փայլում է նրա վրա միջաստղային նյութի անկման պատճառով։1845թ. Ֆիզիկոս Ռոբերտ Մեյերը () փորձել է ապացուցել, որ Արեգակը փայլում է նրա վրա միջաստղային նյութի անկման պատճառով։Հերման Հելմհոլցն առաջարկել է, որ Արեգակը ճառագայթում է իր դանդաղ կծկման ժամանակ արձակված էներգիայի մի մասը։ Պարզ հաշվարկներից կարելի է պարզել, որ Արեգակն ամբողջությամբ կվերանա 23 միլիոն տարի հետո, ինչը շատ քիչ է։ Ի դեպ, էներգիայի այս աղբյուրը, սկզբունքորեն, տեղի է ունենում նախքան աստղերի հիմնական հաջորդականությունը մտնելը։Հերման Հելմհոլցն առաջարկեց, որ Արեգակը ճառագայթում է իր դանդաղ կծկման ժամանակ արձակված էներգիայի մի մասը։ Պարզ հաշվարկներից կարելի է պարզել, որ Արեգակն ամբողջությամբ կվերանա 23 միլիոն տարի հետո, ինչը շատ քիչ է։ Ի դեպ, էներգիայի այս աղբյուրը, սկզբունքորեն, տեղի է ունենում մինչ աստղերի ելքը դեպի հիմնական հաջորդականություն։ Հերման Հելմհոլց (մահ.)

Աստղերի ներքին կառուցվածքը Աստղերի էներգիայի աղբյուրները Բարձր ջերմաստիճաններում և 1,5-ից ավելի արեգակնային զանգվածի զանգվածներում գերիշխում է ածխածնի ցիկլը (CNO): Ռեակցիան (4) ամենադանդաղն է, այն տևում է մոտ 1 միլիոն տարի: Այս դեպքում մի փոքր ավելի քիչ էներգիա է արձակվում, քանի որ. ավելին, քան այն տանում են նեյտրինոները Բարձր ջերմաստիճաններում և 1,5-ից ավելի արեգակնային զանգվածի զանգվածներում գերիշխում է ածխածնի ցիկլը (CNO): Ռեակցիան (4) ամենադանդաղն է, այն տևում է մոտ 1 միլիոն տարի: Այս դեպքում մի փոքր ավելի քիչ էներգիա է արձակվում, քանի որ. դրա ավելի մեծ մասը տարվում է նեյտրինոների կողմից: Այս ցիկլը ինքնուրույն մշակվել է Հանս Բեթեի և Կարլ Ֆրիդրիխ ֆոն Վեյցզակերի կողմից 1938 թվականին։

Աստղերի ներքին կառուցվածքը Աստղերի էներգիայի աղբյուրները Երբ աստղերի ինտերիերում հելիումի այրումն ավարտվում է, ավելի բարձր ջերմաստիճանի դեպքում հնարավոր են դառնում այլ ռեակցիաներ, որոնց դեպքում ավելի ծանր տարրերմինչև երկաթ և նիկել: Դրանք են՝ ա-ռեակցիաները, ածխածնի այրումը, թթվածնի այրումը, սիլիցիումի այրումը... Երբ աստղերի ինտերիերում հելիումի այրումն ավարտվում է, ավելի բարձր ջերմաստիճանում հնարավոր են դառնում այլ ռեակցիաներ, որոնցում սինթեզվում են ավելի ծանր տարրեր՝ մինչև երկաթ և նիկել: Դրանք են՝ ա-ռեակցիաները, ածխածնի այրումը, թթվածնի այրումը, սիլիցիումի այրումը... Այսպիսով, Արևը և մոլորակները ձևավորվել են վաղուց պայթած գերնոր աստղերի «մոխիրից»: Այսպիսով, Արևը և մոլորակները ձևավորվել են «մոխիրից»: երկար ժամանակ պայթած գերնոր աստղեր.

Աստղերի ներքին կառուցվածքը Աստղերի կառուցվածքի մոդելները 1926 թվականին լույս է տեսել Արթուր Էդինգթոնի «Աստղերի ներքին կառուցվածքը» գիրքը, որով, կարելի է ասել, սկսվել է աստղերի ներքին կառուցվածքի ուսումնասիրությունը։1926 թվականին Արթուր Էդինգթոնի գիրքը. Հրատարակվեց «Աստղերի ներքին կառուցվածքը», որով, կարելի է ասել, սկսվեց աստղերի ներքին կառուցվածքի ուսումնասիրությունը։ Էդինգթոնը ենթադրություն արեց հիմնական հաջորդականության աստղերի հավասարակշռության վիճակի մասին, այսինքն՝ աստղի ինտերիերում առաջացող էներգիայի հոսքի և նրա մակերևույթից ճառագայթվող էներգիայի հավասարության մասին: Էդինգթոնը ենթադրություն արեց հիմնական հաջորդականության աստղերի հավասարակշռության վիճակի մասին. այսինքն՝ աստղի աղիքներում առաջացող էներգիայի հոսքի և նրա մակերևույթից ճառագայթվող էներգիայի հավասարության մասին: Էդինգթոնը չէր պատկերացնում այս էներգիայի աղբյուրը, բայց միանգամայն ճիշտ տեղադրեց այս աղբյուրը աստղի ամենաթեժ մասում՝ նրա կենտրոնում և առաջարկեց, որ էներգիայի մեծ տարածման ժամանակը (միլիոնավոր տարիներ) կհավասարեցնի բոլոր փոփոխությունները, բացառությամբ նրանց, որոնք հայտնվում են աստղի մոտ: Էդինգթոնը չէր ներկայացնում այս էներգիայի աղբյուրը, բայց ճիշտ տեղադրեց այս աղբյուրը աստղի ամենաթեժ մասում՝ նրա կենտրոնում և ենթադրեց, որ էներգիայի տարածման մեծ ժամանակը (միլիոնավոր տարիներ) կհավասարեցնի բոլոր փոփոխությունները, բացառությամբ դրանց։ որոնք հայտնվում են մակերեսի մոտ:

Աստղերի ներքին կառուցվածքը Աստղերի կառուցվածքի մոդելները Հավասարակշռությունը խիստ սահմանափակումներ է դնում աստղի վրա, այսինքն՝ հավասարակշռության վիճակի մեջ մտնելով աստղը կունենա խիստ սահմանված կառուցվածք։ Աստղի յուրաքանչյուր կետում պետք է պահպանվի գրավիտացիոն ուժերի հավասարակշռությունը, ջերմային ճնշումը, ճառագայթման ճնշումը և այլն: Նաև ջերմաստիճանի գրադիենտը պետք է լինի այնպիսին, որ արտաքին ջերմային հոսքը խստորեն համապատասխանի մակերևույթից դիտվող ճառագայթման հոսքին: Հավասարակշռություն աստղի վրա խիստ սահմանափակումներ է մտցնում, այսինքն՝ հասնելով հավասարակշռության, աստղը կունենա խիստ սահմանված կառուցվածք: Աստղի յուրաքանչյուր կետում պետք է պահպանվի գրավիտացիոն ուժերի հավասարակշռությունը, ջերմային ճնշումը, ճառագայթման ճնշումը և այլն, ինչպես նաև ջերմաստիճանի գրադիենտը պետք է լինի այնպիսին, որ արտաքին ջերմային հոսքը խստորեն համապատասխանի մակերևույթից դիտվող ճառագայթման հոսքին: Այս բոլոր պայմանները կարելի է գրել մաթեմատիկական հավասարումների տեսքով (առնվազն 7), որոնց լուծումը հնարավոր է միայն թվային մեթոդներով։Այս բոլոր պայմանները կարող են գրվել մաթեմատիկական հավասարումների (առնվազն 7) ձևով, լուծումը. ինչը հնարավոր է միայն թվային մեթոդներով։

Աստղերի ներքին կառուցվածքը Աստղերի կառուցվածքի մոդելներ Մեխանիկական (հիդրոստատիկ) հավասարակշռություն Կենտրոնից ուղղվող ճնշման տարբերության ուժը պետք է հավասար լինի ծանրության ուժին։ d P/d r = M(r)G/r 2, որտեղ P ճնշումն է, խտությունն է, M(r) զանգվածը r շառավղով գնդում: Էներգետիկ հաշվեկշիռ Փայծառության աճը էներգիայի աղբյուրի պատճառով, որը պարունակում է dr հաստության շերտում r կենտրոնից հեռավորության վրա, հաշվարկվում է dL/dr = 4 r 2 (r) բանաձևով, որտեղ L-ն պայծառությունն է, (r): ) միջուկային ռեակցիաների հատուկ էներգիայի արտազատումն է։ Ջերմային հավասարակշռություն Շերտի ներքին և արտաքին սահմաններում ջերմաստիճանի տարբերությունը պետք է լինի հաստատուն, իսկ ներքին շերտերը՝ ավելի տաք:

Աստղերի ներքին կառուցվածքը 1. Աստղի միջուկը (ջերմամիջուկային ռեակցիաների գոտի). 2. Միջուկում արձակված էներգիայի ճառագայթային փոխանցման գոտին դեպի աստղի արտաքին շերտեր։ 3. Կոնվեկցիայի գոտի (նյութի կոնվեկտիվ խառնում). 4. Հելիումի իզոթերմային միջուկը դեգեներացված էլեկտրոնային գազից: 5. Իդեալական գազի պատյան։

Աստղերի ներքին կառուցվածքը Աստղերի կառուցվածքը մինչև արեգակնային զանգված 0,3 արեգակնային զանգվածից պակաս զանգված ունեցող աստղերն ամբողջովին կոնվեկտիվ են՝ պայմանավորված ցածր ջերմաստիճաններով և մարման բարձր գործակիցներով: 0,3-ից պակաս արեգակնային զանգված ունեցող աստղերն ամբողջությամբ կոնվեկտիվ՝ իրենց ցածր ջերմաստիճանների և կլանման բարձր գործակիցների պատճառով։ Արեգակնային զանգվածի աստղերը միջուկում ենթարկվում են ճառագայթային փոխադրման, մինչդեռ արտաքին շերտերում այն ​​կոնվեկտիվ է, միջուկի արեգակնային զանգվածի աստղերը ենթարկվում են ճառագայթային փոխադրման, իսկ արտաքին շերտերում՝ կոնվեկտիվ: Ավելին, կոնվեկտիվ թաղանթի զանգվածը արագորեն նվազում է հիմնական հաջորդականությամբ վեր բարձրանալիս, ավելին, կոնվեկտիվ թաղանթի զանգվածը արագորեն նվազում է հիմնական հաջորդականությամբ վերև շարժվելիս:

Աստղերի ներքին կառուցվածքը Այլասերված աստղերի կառուցվածքը Սպիտակ թզուկներում ճնշումը հասնում է հարյուրավոր կիլոգրամի մեկ խորանարդ սանտիմետրի համար, մինչդեռ պուլսարներում այն ​​մի քանի կարգով մեծ է: Սպիտակ թզուկներում ճնշումը հասնում է հարյուրավոր կիլոգրամի մեկ խորանարդ սանտիմետրի համար, իսկ պուլսարներում այն մի քանի կարգով բարձր է: Նման խտությունների դեպքում վարքագիծը կտրուկ տարբերվում է իդեալական գազի վարքագծից: Դադարում է գործել գազի օրենքՄենդելեև-Կլապեյրոն - ճնշումն այլևս կախված չէ ջերմաստիճանից, այլ որոշվում է միայն խտությամբ: Սա դեգեներատ նյութի վիճակն է: Նման խտությունների պահվածքը կտրուկ տարբերվում է իդեալական գազի պահվածքից: Մենդելեև-Կլապեյրոն գազի օրենքը դադարում է գործել - ճնշումն այլևս կախված չէ ջերմաստիճանից, այլ որոշվում է միայն խտությամբ: Սա դեգեներատ նյութի վիճակ է։ Էլեկտրոններից, պրոտոններից և նեյտրոններից կազմված այլասերված գազի վարքագիծը ենթարկվում է քվանտային օրենքներին, մասնավորապես՝ Պաուլիի բացառման սկզբունքին։ Նա պնդում է, որ ոչ ավելի, քան երկու մասնիկներ կարող են լինել նույն վիճակում, և նրանց սպիններն ուղղված են հակառակը: Էլեկտրոններից, պրոտոններից և նեյտրոններից կազմված այլասերված գազի վարքագիծը ենթարկվում է քվանտային օրենքներին, մասնավորապես, Պաուլիի բացառման սկզբունքին: Նա պնդում է, որ ոչ ավելի, քան երկու մասնիկներ կարող են լինել նույն վիճակում, և նրանց պտույտներն ուղղված են հակառակը։ Սպիտակ թզուկների մոտ այս հնարավոր վիճակների թիվը սահմանափակ է, ձգողականությունը փորձում է էլեկտրոնները սեղմել արդեն իսկ զբաղեցրած տեղերը. Այս դեպքում առաջանում է ճնշմանը հակազդելու կոնկրետ ուժ։ Այս դեպքում p ~ 5/3. Սպիտակ թզուկների մոտ այս հնարավոր վիճակների թիվը սահմանափակ է, ձգողականությունը փորձում է էլեկտրոնները սեղմել արդեն իսկ գրավված վայրերում: Այս դեպքում առաջանում է ճնշմանը հակազդելու կոնկրետ ուժ։ Այս դեպքում p ~ 5/3. Միևնույն ժամանակ, էլեկտրոններն ունեն շարժման բարձր արագություն, իսկ դեգեներատիվ գազը՝ բարձր թափանցիկություն՝ պայմանավորված բոլոր հնարավոր էներգիայի մակարդակների կիրառմամբ և կլանման-ռադիացիոն գործընթացի անհնարինությամբ։ իսկ այլասերված գազն ունի բարձր թափանցիկություն՝ պայմանավորված բոլոր հնարավոր էներգիայի մակարդակների կիրառմամբ և կլանման-ռեմիսիայի գործընթացի անհնարինությամբ։

Աստղերի ներքին կառուցվածքը Նեյտրոնային աստղի կառուցվածքը Գ/սմ 3-ից բարձր խտության դեպքում տեղի է ունենում նյութի նեյտրոնացման գործընթացը, ռեակցիաները + e n + գ/սմ 3-ից բարձր խտության դեպքում տեղի է ունենում նյութի նեյտրոնացման պրոցեսը, ռեակցիաները։ + e n + B 1934 թվականին Ֆրից Ցվիկին և Վալտեր Բաարդեն տեսականորեն կանխագուշակեցին նեյտրոնային աստղերի գոյությունը, որոնց հավասարակշռությունը պահպանվում է նեյտրոնային գազի ճնշման միջոցով։ 1934 թվականին Ֆրից Ցվիկին և Վալտեր Բաարդը տեսականորեն կանխատեսեցին նեյտրոնային աստղերի գոյությունը, որոնց գազը պահպանում է նեյտրոնային հավասարակշռությունը։ ճնշում. Նեյտրոնային աստղի զանգվածը չի կարող լինել 0,1 Մ-ից պակաս և 3 Մ-ից ավելի։ Նեյտրոնային աստղի կենտրոնում խտությունը հասնում է գ/սմ3:Նման աստղի ներսի ջերմաստիճանը չափվում է հարյուր միլիոնավոր աստիճաններով: Նեյտրոնային աստղերի չափերը չեն գերազանցում տասնյակ կիլոմետրերը։ Նեյտրոնային աստղերի մակերևույթի մագնիսական դաշտը (միլիոն անգամ ավելի մեծ, քան երկրայինը) ռադիո արտանետման աղբյուր է: Նեյտրոնային աստղի զանգվածը չի կարող լինել 0,1 Մ-ից պակաս և 3 Մ-ից մեծ: Նեյտրոնային աստղի կենտրոնում խտությունը հասնում է գ/սմ3:Նման աստղի ներսի ջերմաստիճանը չափվում է հարյուր միլիոնավոր աստիճաններով: Նեյտրոնային աստղերի չափերը չեն գերազանցում տասնյակ կիլոմետրերը։ Նեյտրոնային աստղերի մակերևույթի մագնիսական դաշտը (մեկ միլիոն անգամ ավելի մեծ է, քան երկրայինը) ռադիո արտանետման աղբյուր է։ Նեյտրոնային աստղի մակերեսի վրա նյութը պետք է ունենա հատկություններ ամուր մարմին, այսինքն՝ նեյտրոնային աստղերը շրջապատված են մի քանի հարյուր մետր հաստությամբ ամուր ընդերքով։ Նեյտրոնային աստղի մակերեսին նյութը պետք է ունենա պինդ մարմնի հատկություններ, այսինքն՝ նեյտրոնային աստղերը շրջապատված են մի քանի հարյուր մետր հաստությամբ պինդ ընդերքով։

Մ.Մ.Դագաև և ուրիշներ Աստղագիտություն - Մ.. Լուսավորություն, 1983 Մ.Մ. Կուլիկովսկին. Astronomy Amateur's Handbook - M.URSS, 2002 P.G. Կուլիկովսկին. Astronomy Amateur's Handbook - M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin Astrophysics. Աստղագիտության մասին գիրք կարդալը - Մ.: Լուսավորություն, 1988 Մ.Մ.Դագաև, Վ.Մ.Չարուգին Աստղաֆիզիկա: Աստղագիտության մասին գիրք կարդալը - Մ.: Լուսավորություն, 1988 A.I. Eremeeva, F.A. Ցիցին «Աստղագիտության պատմություն» - Մ.: Մոսկվայի պետական ​​համալսարան, 1989 Ա.Ի. Էրեմեևա, Ֆ.Ա. Ցիցին «Աստղագիտության պատմություն» - Մ .: Մոսկվայի պետական ​​համալսարան, 1989 Վ. Կուպեր, Է. Ուոքեր «Աստղերի լույսի չափումը» - Մ.: Միր, 1994 Վ. Կուպեր, Է. Ուոքեր «Աստղերի լույսի չափումը» - M.: World, 1994 R. Kippenhan: 100 միլիարդ արև. Աստղերի ծնունդ, կյանք և մահ. M.: Mir, 1990. R. Kippenhan. 100 միլիարդ արև. Աստղերի ծնունդ, կյանք և մահ. Մոսկվա. Միր, 1990 Աստղերի ներքին կառուցվածքը Հղումներ

«Տիեզերքի սև անցքեր» - Սև խոռոչների մասին պատկերացումների պատմություն: Սև խոռոչների իրական գոյության հարցը. Սև անցքերի հայտնաբերում. փլուզվող աստղեր. Մութ նյութ. Դժվարություն. Սև անցքեր և մութ նյութ. Գերզանգվածային սև խոռոչներ. տաք մութ նյութ. Սառը մութ նյութ. Ջերմ մութ նյութ. Պարզունակ սև խոռոչներ.

«Աստղերի ֆիզիկական բնույթը» - Բետելգեյզ. Մյուս աստղերի պայծառությունը որոշվում է հարաբերական միավորներով՝ համեմատած Արեգակի պայծառության հետ։ Արեգակի և թզուկների համեմատական ​​չափերը. Աստղերը պայծառությամբ կարող են տարբերվել միլիարդ անգամ: Այսպիսով, աստղերի զանգվածները տարբերվում են ընդամենը մի քանի հարյուր անգամ։ Մեր Արեգակը դեղին աստղ է, որի ֆոտոսֆերայի ջերմաստիճանը մոտ 6000 Կ է։ Նույն գույնը Կապելլան է, որի ջերմաստիճանը նույնպես մոտ 6000 Կ է։

«Աստղերի էվոլյուցիա» - Գերնոր աստղերի պայթյուն։ Օրիոնի միգամածությունը. Սեղմումը գրավիտացիոն անկայունության հետևանք է, Նյուտոնի գաղափարը։ Տիեզերքը կազմված է 98%-ով աստղերից։ Երբ ամպի խտությունը մեծանում է, այն դառնում է անթափանց ճառագայթման համար: Աստղագետները չեն կարողանում հետևել մեկ աստղի կյանքին սկզբից մինչև վերջ: Միգամածություն Արծիվ.

«Աստղերը երկնքում» - ընդհանուր բնութագրերըաստղեր. Աստղերի էվոլյուցիան. Ջրածնի «այրումը». Քիմիական բաղադրությունը. Կան բազմաթիվ լեգենդներ Մեծ Արջի և Փոքր Արջի մասին: Ջերմաստիճանը որոշում է աստղի գույնը և նրա սպեկտրը: աստղի շառավիղը. Ձմեռային երկինքը ամենահարուստ է վառ աստղերով: Ի՞նչ էին ասում հին հույները արջերի մասին:

«Աստղերի հեռավորությունները» - Աստղերը տարբերվում են գույնով, փայլով։ Նույնիսկ անզեն աչքով կարելի է տեսնել, որ մեզ շրջապատող աշխարհը չափազանց բազմազան է: Հիպարքոս. 1 պարսեկ = 3,26 լուսային տարի = 206 265 աստղագիտական ​​միավոր = 3,083 1015 մ: Սպեկտրային գծերից կարելի է գնահատել աստղի պայծառությունը, այնուհետև գտնել նրա հեռավորությունը:

«Աստղային երկինք» - Ուշ գիշեր երկնքում տեսնում ես շատ աստղեր: համաստեղություններ. Անվանեք ձեր իմացած համաստեղությունները: Երկիր մոլորակ. Երկիրը մարդու բնակավայրն է։ Մոլորակներ. Աստղեր երկնքում. Արեգակից լույսը Երկիր է հասնում 8,5 րոպեում։ Հին հույներից մեզ է հասել մի լեգենդ. 1609 թվականին Գալիլեոն առաջին անգամ լուսնին նայեց աստղադիտակով։

Ընդհանուր առմամբ թեմայում կա 17 ներկայացում