Shaxsiy slaydlarda taqdimot tavsifi:
1 slayd
Slayd tavsifi:
2 slayd
Slayd tavsifi:
Yulduz nima? Yulduz - yorug'lik chiqaradigan va o'z tortishish kuchi va ichki bosimi bilan muvozanat holatida bo'lgan, chuqurlikda termoyadro sintezi reaktsiyalari sodir bo'lgan (yoki ilgari sodir bo'lgan) massiv gaz sharidir.
3 slayd
Slayd tavsifi:
Yulduzlar gravitatsion siqilish natijasida gaz-chang muhitidan hosil bo'ladi. Yulduzlarning ko'pchiligining energiyasi natijada chiqariladi termoyadro reaksiyalari vodorodning geliyga aylanishi, ichki makonda yuqori haroratlarda sodir bo'ladi. Yulduzlar ko'pincha koinotning asosiy jismlari deb ataladi, chunki ular tabiatdagi yorug'lik moddasining asosiy qismini o'z ichiga oladi. Shunisi e'tiborga loyiqki, yulduzlar salbiy issiqlik sig'imiga ega.
4 slayd
Slayd tavsifi:
Quyoshga eng yaqin yulduz - Proksima Sentavr. U markazdan 4,2 yorug'lik yili (4,2 yorug'lik yili = 39 Pm = 39 trillion km = 3,9 × 1013 km) uzoqlikda joylashgan. quyosh sistemasi
5 slayd
Slayd tavsifi:
Eng katta yulduzlarning o'lchamlari va massalarini taqqoslash: rasmdagi eng katta diametrli yulduz VY. Katta it(17 ± 8 Mʘ); boshqalar r Kassiopiya (14-30 Mʘ), Betelgeuse (11,6 ± 5,0 Mʘ) va juda massiv ko'k yulduz Pistol (27,5 Mʘ). Ushbu masshtabdagi quyosh to'liq o'lchamdagi tasvirda 1 pikselni egallaydi (2876 × 2068 piksel).
6 slayd
Slayd tavsifi:
7 slayd
Slayd tavsifi:
Yalang'och ko'z bilan osmonda 6000 ga yaqin, har bir yarim sharda 3000 ta yulduz ko'rinadi. O'ta yangi yulduzlar bundan mustasno, Yerdan ko'rinadigan barcha yulduzlar (jumladan, eng kuchli teleskoplarda ko'rinadiganlar) mahalliy galaktikalar guruhiga kiradi. Mahalliy galaktikalar guruhi - gravitatsiyaviy bog'langan galaktikalar guruhi, shu jumladan Somon yo'li, Andromeda Galaktikasi (M31) va Uchburchak Galaktikasi (M33).
8 slayd
Slayd tavsifi:
O'lchov birliklari Ko'pgina yulduz xarakteristikalari odatda SIda ifodalanadi, lekin CGS ham qo'llaniladi. Yulduzlargacha bo'lgan masofani ko'rsatish uchun yorug'lik yili va parsek kabi birliklar qabul qilinadi. Katta masofalar, masalan, gigant yulduzlarning radiusi yoki ikkilik yulduzlarning yarim katta o'qi yulduz tizimlari, ko'pincha Yer va Quyosh o'rtasidagi o'rtacha masofaga teng (taxminan 150 million km) astronomik birlik (AU) yordamida ifodalanadi.
9 slayd
Slayd tavsifi:
Yulduzlarning turlari Chiziqli spektrlarning turlari 20-asr boshlarida Gertssprung va Rassel "Mutlaq kattalik" - "Spektral sinf" diagrammasi bo'yicha turli yulduzlarni chizdilar va ularning aksariyati tor egri chiziq bo'ylab guruhlanganligi ma'lum bo'ldi. Keyinchalik bu diagramma (hozir Hertzsprung-Russell diagrammasi deb ataladi) yulduz ichida sodir bo'layotgan jarayonlarni tushunish va o'rganish uchun kalit bo'lib chiqdi.
10 slayd
Slayd tavsifi:
Mutlaq kattalik - jismoniy miqdor astronomik ob'ektning yorqinligini tavsiflovchi. Har xil turdagi ob'ektlar uchun mutlaq qiymatning turli xil ta'riflari qo'llaniladi.
11 slayd
Slayd tavsifi:
12 slayd
Slayd tavsifi:
13 slayd
Slayd tavsifi:
Yulduz qanday tuzilgan Tuzilishi Umumiy holda, asosiy ketma-ketlikda joylashgan yulduzni uchta ichki zonaga bo'lish mumkin: yadro, konvektiv zona va radiatsiyaviy transport zonasi. Yadro yulduzning markaziy qismi bo'lib, unda yadro reaksiyalari sodir bo'ladi. Konvektiv zona - energiyaning uzatilishi konvektsiya tufayli sodir bo'ladigan zona. Massasi 0,5 M☉ dan kam bo'lgan yulduzlar uchun u yadro yuzasidan fotosfera yuzasigacha bo'lgan butun bo'shliqni egallaydi. Massasi quyosh bilan taqqoslanadigan yulduzlar uchun konvektiv qism eng yuqori qismida, nurlanish zonasidan yuqorida joylashgan. Va massiv yulduzlar uchun u ichkarida, nurlanish zonasi ostida. Turli massali yulduzlarda nurlanish zonasi va konveksiya zonasining joylashishi Nurlanish zonasi fotonlar emissiyasi tufayli energiya almashinuvi sodir bo'ladigan zonadir. Massiv yulduzlar uchun bu zona yadro va konvektiv zona o'rtasida joylashgan, past massali yulduzlar uchun u yo'q va Quyosh massasidan kattaroq yulduzlar uchun sirt yaqinida joylashgan.
14 slayd
Slayd tavsifi:
Yulduz yuzasida atmosfera bo'lib, odatda undan iborat uch qism: toj xromosferasi fotosferalari Fotosfera atmosferaning eng chuqur qismi bo'lib, uning pastki qatlamlarida uzluksiz spektr hosil bo'ladi.
15 slayd
Slayd tavsifi:
16 slayd
Slayd tavsifi:
Jigarrang mittilar Jigarrang mitti yulduzlar turi bo'lib, yadro reaksiyalari hech qachon nurlanish ta'sirida yo'qolgan energiyani qoplay olmagan. Ularning mavjudligi 20-asrning o'rtalarida yulduzlarning shakllanishi paytida sodir bo'ladigan jarayonlar haqidagi g'oyalarga asoslanib bashorat qilingan. Biroq, 1995 yilda jigarrang mitti birinchi marta topilgan. Ularning spektral sinfi M - T. Nazariy jihatdan yana bir sinf ajralib turadi - Y deb nomlanadi (2011 yilda uning mavjudligi 300-500 K haroratli bir nechta yulduzlarning kashf etilishi bilan tasdiqlangan) WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022. 71 + 150248.5, dono J140521.5, dono J1738835.52 + 273258.92 + 273258.9230 + 145953.3 JuPiter va Teide 1 Teide Fide va Teide 1 Teide Fide va 1 tepa bilan Jupiter va Teide Flemi va Teide 1-tepa va Yupiter bilan taqqoslaydigan o'lchamlar Quyosh.
17 slayd
Slayd tavsifi:
Jigarrang mitti atrofidagi asteroid disk. Taxminan 3 million kilometr masofadan taxminiy sayyoradan ko'rish.
18 slayd
Slayd tavsifi:
Jigarrang mittilarning spektral turlari Spektr turi M Massasi bo'yicha qizil mittilarga yaqin bo'lgan jigarrang mittilar hosil bo'lgandan so'ng dastlabki bosqichlarida M6,5 spektral turi yoki xiralashgan bo'lishi mumkin. Bunday yulduzlarni ba'zan "kechki M mittilar" deb ham atashadi.Sovugach, ular asta-sekin qo'ng'ir mittilarga xos bo'lgan L sinfiga o'tadilar.Spektral klassi L Spektral chiziqlar bo'yicha u M dan butunlay farq qiladi. Qizil optik spektrda. , titan va vanadiy oksidlarining chiziqlari hali ham kuchli edi, ammo FeH, CrH, MgH, CaH kabi metall gidridlarning kuchli chiziqlari ham bor edi. Bundan tashqari, kuchli chiziqlar ham bor edi ishqoriy metallar va yod.
19 slayd
Slayd tavsifi:
T spektral turi Jigarrang mitti Gliese 229 B ikkinchi yangi spektral tipning prototipi bo'lib, u T mitti deb ataladi. L-mittilarning yaqin infraqizil (NIR) spektrida suv va uglerod oksidi (CO) yutilish zonalari ustunlik qilsa, Gliese 229 B ning NIR spektrida metan (CH4) diapazonlari ustunlik qiladi. Shunga o'xshash xususiyatlar ilgari Yerdan tashqarida faqat Quyosh tizimining gaz gigantlarida va Saturnning yo'ldoshi Titanda topilgan. Spektrning qizil qismida L-mittilarga xos bo'lgan FeH va CrH chiziqlari o'rniga ishqoriy metallar - natriy va kaliy spektrlari kuzatiladi. Faqat nisbatan past massali jigarrang mittilar T-mitti bo'lishi mumkin. T-mittining massasi odatda Quyosh massasining 7% yoki Yupiterning 70 massasidan oshmaydi. Xususiyatlari bo'yicha T toifali mittilar gaz giganti sayyoralariga o'xshaydi.
20 slayd
Slayd tavsifi:
Boshqa sovuq jigarrang mittilar (CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 va ULAS J003402.77-005206.7) 500-600 K sirt haroratiga ega va T toifasiga (2009) tegishli. Ularning yutilish spektri 1,55 mkm to'lqin uzunligida (infraqizil) Spektr turi Y Bu spektr turi o'ta sovuq jigarrang mittilar uchun modellashtirilgan. Sirt harorati nazariy jihatdan 700 K (yoki 400 ° C) dan past bo'lishi kerak edi, bu esa bunday jigarrang mittilarni optik diapazonda ko'rinmas holga keltirdi, shuningdek, "issiq Yupiterlar" dan sezilarli darajada sovuqroq. 2011 yil avgust oyida amerikalik astronomlar 300-500 K oralig'ida samarali haroratga ega bo'lgan yettita o'ta sovuq jigarrang mittilar topilganligi haqida xabar berishdi. Ulardan 6 tasi Y sinfiga kirdi.WISE harorati 1828+2650 ~ 25 °C. Y0,5 spektral turidagi jigarrang mitti WISE 1541-2250 18,6 ly da joylashgan. yil (5,7 dona) Quyoshdan, jigarrang mitti Quyoshga juda yaqin, Tarozi yulduz turkumida joylashgan. T spektral sinfni Y dan ajratib turuvchi asosiy mezon spektrda ammiakni yutish zonalarining mavjudligi hisoblanadi. Biroq, bu bantlar bor yoki yo'qligini aniqlash qiyin, chunki metan va suv kabi moddalar ham singishi mumkin.
21 slayd
Slayd tavsifi:
Jigarrang mitti sayyoradan farqlash usullari: Zichlik o'lchovi. Barcha jigarrang mittilar taxminan bir xil radius va hajmga ega. Rentgen va infraqizil nurlanishning mavjudligi. Ba'zi jigarrang mittilar rentgen nurlarini chiqaradi. Barcha "iliq" mittilar qizil va infraqizil diapazonlarda sayyora harorati bilan taqqoslanadigan haroratgacha (1000 K gacha) sovib ketguncha tarqaladi.
22 slayd
Slayd tavsifi:
Oq mittilar Oq mittilar evolyutsiyaga uchragan, massasi Chandrasekhar chegarasidan oshmaydigan, termoyadroviy energiya manbalaridan mahrum bo'lgan yulduzlardir. Oq mittilarning fotosferalarida materiyaning o'rtacha zichligi 105-109 g / sm³ ni tashkil qiladi, bu asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarning zichligidan deyarli million baravar yuqori. Tarqalishi bo'yicha, oq mittilar, turli ma'lumotlarga ko'ra, bizning Galaktikamiz yulduzlari populyatsiyasining 3-10 foizini tashkil qiladi.
23 slayd
Slayd tavsifi:
Kashfiyot tarixi Birinchi kashf etilgan oq mitti 40 Eridani uchlik tizimidagi 40 Eridani B yulduzi bo'lib, u 1785 yilda Uilyam Gerschel 40 Eridani yoki omikron² Eridani qo'sh yulduzlar katalogiga kiritilgan - uch yulduz tizimiga yaqin. Eridani yulduz turkumidagi Yer. 16.45 St. masofasida joylashgan. yil (5,04 dona) Quyoshdan.
24 slayd
Slayd tavsifi:
Yorug'lik manbasining rang harorati: yorug'lik manbasining nurlanishining spektral tarkibini tavsiflaydi, aks ettiruvchi ob'ektlar va yorug'lik manbalarining rangi taassurotining ob'ektivligi uchun asosdir.
25 slayd
Slayd tavsifi:
Ikkinchi va uchinchi topilgan oq mittilar Sirius B va Procyon B edi. 1844 yilda Königsberg rasadxonasi direktori Fridrix Bessel 1755 yildan beri olib borilgan kuzatuv ma'lumotlarini tahlil qilib, Sirius, eng yorqin yulduz Yer osmoni va Procyon vaqti-vaqti bilan, juda zaif bo'lsa-da, osmon sferasi bo'ylab harakatning to'g'ri chiziqli traektoriyasidan chetga chiqadi .. Bessel ularning har birida yaqin sun'iy yo'ldosh bo'lishi kerak degan xulosaga keldi. Sirius A va B. Hubble teleskopining tasviri. Qizig'i shundaki, bu Sirius B o'tmishda Sirius A ga qaraganda ancha massiv bo'lishi kerakligini anglatadi, chunki u evolyutsiya jarayonida asosiy ketma-ketlikni allaqachon tark etgan.
26 slayd
Slayd tavsifi:
1917 yilda Adrian van Maanen yana bir oq mitti - Baliqlar turkumidagi van Maanen yulduzini topdi. 1922 yilda Villem Yakob Leyten bunday yulduzlarni "oq mittilar" deb atashni taklif qildi. Leuthen yulduzi
27 slayd
Slayd tavsifi:
28 slayd
Slayd tavsifi:
Procyon B Procyon A dan ≈16 AU masofada joylashgan xira oq mitti. (Quyoshdan Urangacha bo'lgan masofa). Xususiyatlariga ko'ra, u Sirius yaqinidagi oq mittiga o'xshaydi, ammo havaskor teleskoplarda uni topish qiyinroq. Procyon B ning massasi Sirius Bnikidan kamroq. Uning mavjudligi 1844 yilda F. Bessel tomonidan Procyon A ning osmon sferasi bo'ylab dunyoviy harakatini tahlil qilish asosida bashorat qilingan. 1896 yilda amerikalik astronom D. M. Sheberle tomonidan kashf etilgan.
29 slayd
Slayd tavsifi:
Geliy chaqnaganidan ko'p o'tmay, uglerod va kislorod "yonadi"; yulduzning qayta tuzilishi va uning Gertssprung-Rassel diagrammasi bo'ylab tez harakatlanishi sodir bo'ladi. Yulduz atmosferasining hajmi yanada oshadi va u yulduz shamol oqimlarining kengayishi shaklida gazni intensiv ravishda yo'qota boshlaydi. Yulduzlarning aksariyati degeneratsiyalangan elektronlar bosimi tortishish kuchini muvozanatlashtirmaguncha qisqarish orqali evolyutsiyani tugatadi. Yulduzning oʻlchami yuz marta kichrayib, zichligi suvnikidan million marta koʻp boʻlsa, yulduz oq mitti deb ataladi. U energiya manbalaridan mahrum bo'lib, asta-sekin sovib, qorong'i va ko'rinmas holga keladi.
30 slayd
Slayd tavsifi:
Oq mittilar uchun massa - radiusga bog'liqlik. Vertikal asimptota Chandrasekhar chegarasiga to'g'ri keladi, bosimning pasayishi va tortishish kuchlari radiusga teng darajada bog'liq, ammo massaga boshqacha bog'liq - mos ravishda. ortib borayotgan massa bilan oq mitti uning radiusi kamayadi. Agar massa ma'lum chegaradan (Chandrasekhar chegarasi) katta bo'lsa, u holda yulduz qulab tushadi. oq mittilar uchun pastki chegara ham mavjud: yulduzlarning evolyutsiya tezligi ularning massasiga mutanosib bo'lsa, unda biz kam massali oq mittilarni koinotning yulduz shakllanishining dastlabki davridan to hozirgi kungacha bo'lgan vaqt davomida rivojlanishiga muvaffaq bo'lgan yulduzlarning qoldiqlari sifatida kuzatishimiz mumkin.
31 slayd
Slayd tavsifi:
32 slayd
Slayd tavsifi:
NGC 6397 sharsimon yulduz klasteridagi oq mittilar populyatsiyasi. Moviy kvadratlar geliyli oq mittilar, binafsha doiralar esa "normal" yuqori uglerodli oq mittilardir.
33 slayd
Slayd tavsifi:
Oq mittilar alohida D spektral sinfiga ajratilgan, hozirgi vaqtda 1983 yilda Edvard Sion tomonidan taklif qilingan oq mittilar spektrlarining xususiyatlarini aks ettiruvchi tasnif qo'llaniladi; bu tasnifda spektral sinf quyidagi formatda yoziladi: Kichik sinflar: DA - vodorodning Balmer qatorining chiziqlari spektrda mavjud, geliy chiziqlari kuzatilmaydi; DB - geliy He I chiziqlari spektrda mavjud, vodorod yoki metall chiziqlar yo'q; DC - yutilish chiziqlari bo'lmagan uzluksiz spektr; DO - kuchli geliy He II chiziqlari spektrda mavjud, He I va H chiziqlari ham bo'lishi mumkin; DZ - faqat metall chiziqlar, H yoki He chiziqlari yo'q; DQ - uglerod chiziqlari, shu jumladan molekulyar C2; va spektral xususiyatlari: P - magnit maydonda yorug'likning kuzatilgan qutblanishi; H - agar mavjud bo'lsa, polarizatsiya magnit maydon ko'rinmas; V - ZZ Ceti tipidagi yulduzlar yoki boshqa o'zgaruvchan oq mittilar; X - o'ziga xos yoki tasniflanmagan spektrlar.
34 slayd
Slayd tavsifi:
Qizil gigantlar Qizil gigant - yuqori yorug'lik va cho'zilgan qobiqlarga ega bo'lgan kech spektrli turdagi yulduzdir. Qizil gigantlarga Arcturus, Aldebaran, Gacrux va Mira A misol bo'ladi.
35 slayd
Slayd tavsifi:
Mira "dumli" (GALEX teleskopi tomonidan olingan fotosuratning parchasi). Aldebaran Arcturus
36 slayd
Slayd tavsifi:
Hertzsprung-Russell diagrammasida qizil gigantlarning shakllanishida turli massadagi yulduzlarning evolyutsion izlari
37 slayd
Slayd tavsifi:
Sayyora tumanligi - ionlangan gaz qobig'i va markaziy yulduz, oq mittidan tashkil topgan astronomik ob'ekt. Sayyora tumanliklari evolyutsiyaning yakuniy bosqichida massasi 0,8 dan 8 gacha quyosh massasiga ega boʻlgan qizil gigantlar va supergigantlarning tashqi qatlamlari (chigʻanoqlari) otilib chiqishida hosil boʻladi. Sayyora tumanligi tez harakatlanuvchi (astronomik me'yorlar bo'yicha) hodisa bo'lib, atigi bir necha o'n ming yillar davom etadi, ajdod yulduzining umri esa bir necha milliard yil. Hozirgi vaqtda bizning galaktikamizda 1500 ga yaqin sayyora tumanligi ma'lum.
38 slayd
Slayd tavsifi:
NGC 6543, Mushuk ko'zi tumanligi - ichki hudud, psevdo rangli tasvir (qizil - Ha; ko'k - neytral kislorod, 630 nm; yashil - ionlangan azot, 658,4 nm)
39 slayd
Slayd tavsifi:
40 slayd
Slayd tavsifi:
41 slayd
Slayd tavsifi:
42 slayd
Slayd tavsifi:
Yevropa janubiy observatoriyasidagi xalqaro astronomlar jamoasi eng katta teleskop bilan eng katta va eng issiq qo‘shaloq yulduz tizimini topdi. Ikki yulduz shunchalik kichik masofada joylashganki, ular deyarli bir-biriga tegib, materiya almashadilar. Ushbu tizimning kelajagi juda achinarli - yoritgichlar qulab tushadi va ularni yaratadi katta yulduz yoki ikkilik qora tuynuk hosil qiladi.
43 slayd
Slayd tavsifi:
VFTS 352, hozirgi kunga qadar ma'lum bo'lgan eng katta qo'shaloq yulduz tizimi, Dorado yulduz turkumidagi Tarantula tumanligida Yerdan 160 000 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Bu haqda Yevropa janubiy observatoriyasi (ESO) saytida xabar berildi.
44 slayd
Slayd tavsifi:
"Agar yulduzlar etarlicha aralashsa, ehtimol ular o'z o'lchamlarini saqlab qolishadi. Keyin VFTS 352 tizimi birlashishdan va ulkan megayulduzga aylanishdan qochadi. Bu yoritgichlarni yulduzlarning klassik rivojlanishidan tubdan farq qiladigan yangi evolyutsion yo'lga olib boradi. Ammo VFTS 352 misolida, tizimning tarkibiy qismlari o'z hayotini o'ta yangi yulduz portlashi bilan yakunlashi va eng kuchli tortishish manbai bo'ladigan bir juft qora tuynuklarga aylanishi mumkin ", dedi Selma de Mink universitetidan Selma de Mink. Amsterdam. Fanga ma'lum bo'lgan eng massiv yulduz. Moviy gipergigantlarga ishora qiladi. Yulduz, shuningdek, eng yorqin, yorug'lik chiqaradigan, eng yuqori hisob-kitoblarga ko'ra, Quyoshdan 10 million marta ko'pdir.
45 slayd
Mavzu bo'yicha taqdimot: "S quyoshining ichki tuzilishi" GBOU o'rta maktabining 11 "a" sinf o'quvchisi tomonidan 1924 yil Gubernatorov Anton
Quyoshning ichki tuzilishi.
Quyosh Quyosh sistemasidagi yagona yulduz bo'lib, uning atrofida ushbu tizimning boshqa ob'ektlari aylanadi: sayyoralar va ularning yo'ldoshlari, mitti sayyoralar va ularning yo'ldoshlari, asteroidlar, meteoroidlar, kometalar va kosmik chang.
Quyoshning tuzilishi: -Quyosh yadrosi. - Radiant uzatish zonasi. - Quyoshning konvektiv zonasi.
Quyosh yadrosi. Quyoshning radiusi taxminan 150 000 kilometr bo'lgan, termoyadro reaksiyalari sodir bo'ladigan markaziy qismi quyosh yadrosi deb ataladi. Yadrodagi moddaning zichligi taxminan 150 000 kg/m³ (suv zichligidan 150 baravar va suv zichligidan ~6,6 baravar yuqori) zich metall Yerda - osmiy) va yadro markazidagi harorat 14 million darajadan oshadi.
Radiant uzatish zonasi. Yadrodan yuqorida, Quyosh radiusining markazidan taxminan 0,2-0,7 masofada radiatsiya uzatish zonasi mavjud bo'lib, unda makroskopik harakatlar bo'lmaydi, energiya foton qayta emissiyasi yordamida uzatiladi.
quyoshning konvektiv zonasi. Quyosh yuzasiga yaqinroq bo'lganda, plazmaning vorteks aralashuvi sodir bo'ladi va energiyaning sirtga o'tishi asosan materiyaning o'zi harakati bilan sodir bo'ladi. Energiyani uzatishning bu usuli konvektsiya deb ataladi va Quyoshning qalinligi taxminan 200 000 km bo'lgan er osti qatlami konvektiv zona deb ataladi. Zamonaviy ma'lumotlarga ko'ra, uning quyosh jarayonlari fizikasidagi roli juda katta, chunki quyosh moddasi va magnit maydonlarining turli xil harakatlari aynan unda paydo bo'ladi.
Quyosh atmosferasi: -Fotosfera. - Xromosfera. - Toj. - Quyoshli shamol.
Quyosh fotosferasi. Fotosfera (yorug'lik chiqaradigan qatlam) Quyoshning ko'rinadigan yuzasini hosil qiladi, undan Quyoshning o'lchamlari, Quyosh yuzasidan masofa va boshqalar aniqlanadi.Fotosferadagi harorat o'rtacha 5800 K ga etadi. Bu erda gazning o'rtacha zichligi yerdagi havo zichligining 1/1000 qismidan kam.
Quyoshning xromosferasi. Xromosfera Quyoshning tashqi qobig'i bo'lib, qalinligi taxminan 10 000 km bo'lib, fotosferani o'rab turadi. Quyosh atmosferasining bu qismi nomining kelib chiqishi uning qizg'ish rangi bilan bog'liq. Xromosferaning yuqori chegarasi aniq silliq yuzaga ega emas, undan doimiy ravishda spikullar deb ataladigan issiq ejeksiyonlar paydo bo'ladi. Xromosferaning harorati 4000 dan 15 000 darajagacha ko'tariladi.
Quyosh toji. Toj - Quyoshning oxirgi tashqi qobig'i. Juda yuqori haroratga, 600 000 dan 5 000 000 darajagacha bo'lishiga qaramay, u faqat quyoshning to'liq tutilishi paytida yalang'och ko'z bilan ko'rinadi.
Quyoshli shamol. Ko'pchilik tabiiy hodisalar Yerda quyosh shamolidagi buzilishlar, jumladan, geomagnit bo'ronlar va auroralar bilan bog'liq.
Yulduzlarning energiya manbalari Quyoshdan iborat bo'lsa toshko'mir va uning energiyasining manbai yonish edi, keyin esa saqlash paytida joriy daraja Quyoshdan tarqaladigan energiya 5000 yil ichida butunlay yonib ketadi. Ammo Quyosh milliardlab yillardan beri porlab kelmoqda!Agar Quyosh ko'mirdan iborat bo'lsa va uning energiyasining manbai yonish bo'lsa, radiatsiya energiyasining hozirgi darajasini saqlab qolish uchun Quyosh 5000 yildan keyin butunlay yonib ketadi. Ammo Quyosh milliardlab yillar davomida porlab turadi! Yulduzlarning energiya manbalari haqidagi savol Nyuton tomonidan ko'tarilgan. U yulduzlar energiya ta'minotini kometalarning qulashi hisobiga to'ldiradi, deb faraz qildi.Yulduz energiyasining manbalari haqidagi savolni Nyuton qo'ygan. U yulduzlar qulagan kometalar tufayli energiya ta'minotini to'ldiradi, deb taxmin qildi. 1845 yilda nemis. Fizik Robert Meyer () Quyoshning yulduzlararo materiyaning tushishi tufayli porlashini isbotlashga harakat qildi.1845 yilda u. Fizik Robert Meyer () Quyoshning yulduzlararo materiyaning tushishi tufayli porlashini isbotlashga harakat qildi.Germann Helmgolts Quyosh sekin qisqarish vaqtida ajralib chiqadigan energiyaning bir qismini nurlanishini taklif qildi. Oddiy hisob-kitoblardan Quyosh 23 million yil ichida butunlay yo'q bo'lib ketishini bilib olishingiz mumkin, bu juda oz. Aytgancha, bu energiya manbai, asosan, yulduzlar asosiy ketma-ketlikka kirishidan oldin sodir bo'ladi.Germann Helmgolts Quyosh sekin qisqarishi paytida ajralib chiqadigan energiyaning bir qismini nurlantirishni taklif qildi. Oddiy hisob-kitoblardan Quyosh 23 million yil ichida butunlay yo'q bo'lib ketishini bilib olishingiz mumkin, bu juda oz. Aytgancha, bu energiya manbai, asosan, yulduzlarning asosiy ketma-ketlikka chiqishidan oldin sodir bo'ladi. Hermann Helmgolts (vaf.)
Yulduzlarning ichki tuzilishi Yulduzlarning energiya manbalari Yuqori haroratlarda va 1,5 Quyosh massasidan ortiq massalarda uglerod aylanishi (CNO) hukmronlik qiladi. Reaktsiya (4) eng sekin - taxminan 1 million yil davom etadi. Bu holda, bir oz kamroq energiya chiqariladi, chunki. neytrinolar tomonidan olib ketilganidan ko'ra ko'proq.Yuqori haroratlarda va 1,5 Quyosh massasidan ortiq massalarda uglerod aylanishi (CNO) hukmronlik qiladi. Reaktsiya (4) eng sekin - taxminan 1 million yil davom etadi. Bu holda, bir oz kamroq energiya chiqariladi, chunki. uning ko'p qismi neytrinolar tomonidan olib ketiladi. Bu sikl 1938 yilda Hans Bethe va Karl Fridrix fon Vayzsaker tomonidan mustaqil ravishda ishlab chiqilgan.
Yulduzlarning ichki tuzilishi Yulduzlarning energiya manbalari Yulduzlarning ichki qismida geliyning yonishi tugagach, yuqori haroratlarda boshqa reaksiyalar sodir boʻladi, ularda koʻproq og'ir elementlar temir va nikelgacha. Bular a-reaktsiyalar, uglerod yonishi, kislorodning yonishi, kremniyning yonishi ... Yulduzlarning ichki qismida geliyning yonishi tugagach, yuqori haroratlarda temir va nikelgacha og'irroq elementlar sintezlanadigan boshqa reaktsiyalar mumkin bo'ladi. Bular a-reaktsiyalar, uglerod yonishi, kislorodning yonishi, kremniyning yonishi... Shunday qilib, Quyosh va sayyoralar uzoq vaqt portlagan o'ta yangi yulduzlarning "kuli" dan hosil bo'lgan.Shunday qilib, Quyosh va sayyoralar "kul" dan hosil bo'lgan. uzoq vaqt davomida portlagan o'ta yangi yulduzlar.
Yulduzlarning ichki tuzilishi Yulduzlar tuzilishining modellari 1926 yilda Artur Eddingtonning "Yulduzlarning ichki tuzilishi" nomli kitobi nashr etildi, uning yordamida, aytish mumkinki, yulduzlarning ichki tuzilishini o'rganish boshlandi.1926 yilda Artur Eddingtonning kitobi. "Yulduzlarning ichki tuzilishi" nashr etildi, u bilan, aytish mumkinki, yulduzlarning ichki tuzilishini o'rganish boshlandi. Eddington asosiy ketma-ket yulduzlarning muvozanat holati, ya'ni yulduzning ichki qismida hosil bo'lgan energiya oqimi va uning yuzasidan tarqaladigan energiya tengligi haqida faraz qildi.Eddington asosiy ketma-ket yulduzlarning muvozanat holati to'g'risida faraz qildi, ya'ni tenglik haqida yulduzning ichaklarida hosil bo'lgan energiya oqimi va uning yuzasidan tarqaladigan energiya. Eddington bu energiya manbasini tasavvur qilmadi, lekin bu manbani yulduzning eng issiq qismiga - uning markaziga juda to'g'ri joylashtirdi va katta energiya tarqalish vaqti (millionlab yillar) yaqinida paydo bo'lganidan tashqari barcha o'zgarishlarni bir tekislashini taklif qildi. Eddington bu energiyaning manbasini ko'rsatmadi, lekin bu manbani yulduzning eng issiq qismiga - uning markaziga to'g'ri joylashtirdi va energiya tarqalishining katta vaqti (millionlab yillar) barcha o'zgarishlarni tenglashtiradi, deb taxmin qildi. yuzasi yaqinida paydo bo'ladigan.
Yulduzlarning ichki tuzilishi Yulduzlar tuzilishi modellari Muvozanat yulduzga qattiq cheklovlar qo'yadi, ya'ni muvozanat holatiga kelgan yulduz qat'iy belgilangan tuzilishga ega bo'ladi. Yulduzning har bir nuqtasida tortishish kuchlari muvozanati, issiqlik bosimi, radiatsiya bosimi va hokazolarga rioya qilish kerak.Shuningdek, harorat gradienti shunday bo'lishi kerakki, tashqi issiqlik oqimi sirtdan kuzatilgan nurlanish oqimiga qat'iy mos keladi.Muvozanat. yulduzga qattiq cheklovlar qo'yadi, ya'ni muvozanat holatiga o'tadi, yulduz qat'iy belgilangan tuzilishga ega bo'ladi. Yulduzning har bir nuqtasida tortishish kuchlari muvozanati, issiqlik bosimi, nurlanish bosimi va hokazolarga rioya qilish kerak.Shuningdek, harorat gradienti shunday bo'lishi kerakki, tashqi issiqlik oqimi sirtdan kuzatilgan nurlanish oqimiga qat'iy mos keladi. Bu shartlarning barchasini matematik tenglamalar (kamida 7) shaklida yozish mumkin, ularning yechimi faqat sonli usullar bilan mumkin. Bu faqat raqamli usullar bilan mumkin.
Yulduzlarning ichki tuzilishi Yulduzlar tuzilishining modellari Mexanik (gidrostatik) muvozanat Markazdan yo'naltirilgan bosim farqidan kelib chiqadigan kuch tortishish kuchiga teng bo'lishi kerak. d P/d r = M(r)G/r 2, bu yerda P - bosim, zichlik, M(r) - radiusi r sfera ichidagi massa. Energiya balansi r markazdan masofada joylashgan dr qalinlikdagi qatlamdagi energiya manbai tufayli yorug'likning oshishi dL/dr = 4 r 2 (r) formulasi bilan hisoblanadi, bu erda L - yorqinlik, (r) ) yadro reaksiyalarining maxsus energiya chiqishi. Issiqlik muvozanati Qatlamning ichki va tashqi chegaralaridagi harorat farqi doimiy bo'lishi kerak, ichki qatlamlar esa issiqroq bo'lishi kerak.
Yulduzlarning ichki tuzilishi 1. Yulduzning yadrosi (termoyadro reaksiyalari zonasi). 2. Yadroda ajralib chiqqan energiyaning yulduzning tashqi qatlamlariga radiatsiyaviy o'tish zonasi. 3. Konvektsiya zonasi (moddaning konvektiv aralashuvi). 4. Degeneratsiyalangan elektron gazdan geliy izotermik yadrosi. 5. Ideal gazning qobig'i.
Yulduzlarning ichki tuzilishi Quyosh massasigacha bo'lgan yulduzlarning tuzilishi Massasi 0,3 Quyosh massasidan kam bo'lgan yulduzlar past harorat va yuqori so'nish koeffitsienti tufayli butunlay konvektivdir.Masasi 0,3 Quyosh massasidan kam bo'lgan yulduzlar to'liq konvektivdir. past haroratlar va yuqori assimilyatsiya koeffitsientlari tufayli konvektiv. Yadrodagi quyosh massali yulduzlar radiatsiyaviy, tashqi qatlamlarida esa konvektivdir.Yadrodagi quyosh massali yulduzlar radiatsiyaviy, tashqi qatlamlarida esa konvektivdir. Bundan tashqari, konvektiv qobiqning massasi asosiy ketma-ketlik bo'ylab yuqoriga ko'tarilganda tez kamayadi.
Yulduzlarning ichki tuzilishi Degeneratsiyaga uchragan yulduzlarning tuzilishi Oq mittilarda bosim kub santimetr uchun yuzlab kilogrammga yetsa, pulsarlarda u bir necha marta yuqoriroqdir.Oq mittilarda bosim kub santimetr uchun yuzlab kilogrammga, pulsarlarda bosim kub santimetrga etadi. u bir necha marta kattaroqdir. Bunday zichliklarda xatti-harakatlar ideal gazdan keskin farq qiladi. Faoliyatni to'xtatadi gaz qonuni Mendeleev-Klapeyron - bosim endi haroratga bog'liq emas, balki faqat zichlik bilan belgilanadi. Bu degeneratsiyalangan moddaning holati.Bunday zichliklarda xatti-harakatlar ideal gaznikidan keskin farq qiladi. Mendeleyev-Klapeyron gaz qonuni o'z faoliyatini to'xtatadi - bosim endi haroratga bog'liq emas, balki faqat zichlik bilan belgilanadi. Bu degeneratsiyalangan moddaning holati. Elektronlar, protonlar va neytronlardan tashkil topgan degenerativ gazning xatti-harakati kvant qonunlariga, xususan, Pauli istisno printsipiga bo'ysunadi. Uning ta'kidlashicha, ikkitadan ko'p bo'lmagan zarralar bir holatda bo'lishi mumkin emas va ularning spinlari qarama-qarshi yo'naltiriladi.Elektron, proton va neytronlardan tashkil topgan degeneratsiyalangan gazning xatti-harakati kvant qonunlariga, xususan, Pauli istisno tamoyiliga bo'ysunadi. Uning ta'kidlashicha, ikkitadan ko'p bo'lmagan zarralar bir xil holatda bo'lishi mumkin emas va ularning spinlari qarama-qarshi yo'naltirilgan. Oq mittilarda bu mumkin bo'lgan holatlar soni cheklangan, tortishish kuchi elektronlarni siqib chiqarishga harakat qiladi. egallagan joylar. Bunday holda, bosimga qarshi o'ziga xos kuch paydo bo'ladi. Bunday holda, p ~ 5/3. Oq mittilarda bu mumkin bo'lgan holatlar soni cheklangan, tortishish kuchi elektronlarni allaqachon egallab olingan joylarga siqib chiqarishga harakat qiladi. Bunday holda, bosimga qarshi o'ziga xos kuch paydo bo'ladi. Bunday holda, p ~ 5/3. Shu bilan birga, elektronlar yuqori harakat tezligiga ega bo'lib, degeneratsiyalangan gaz barcha mumkin bo'lgan energiya darajalarining ishlashi va yutilish-qayta nurlanish jarayonining imkonsizligi tufayli yuqori shaffoflikka ega.Shu bilan birga, elektronlar yuqori harakat tezligiga ega, va degeneratsiyalangan gaz barcha mumkin bo'lgan energiya darajalarini ishga tushirish va assimilyatsiya-reemissiya jarayonining mumkin emasligi tufayli yuqori shaffoflikka ega.
Yulduzlarning ichki tuzilishi Neytron yulduzning tuzilishi g/sm 3 dan yuqori zichlikda moddalarning neytronlanish jarayoni sodir bo'ladi, reaksiyalar + e n + g/sm 3 dan yuqori zichlikda moddalarning neytronlanish jarayoni sodir bo'ladi, reaktsiyalar + e n + B 1934 yilda Frits Zviki va Valter Baarde nazariy jihatdan muvozanati neytron gaz bosimi bilan ta'minlanadigan neytron yulduzlar mavjudligini bashorat qilishgan. bosim. Neytron yulduzining massasi 0,1M dan kam va 3M dan ortiq boʻlishi mumkin emas. Neytron yulduzning markazidagi zichlik g/sm3 ga etadi.Bunday yulduzning ichki qismidagi harorat yuzlab million graduslar bilan o'lchanadi. Neytron yulduzlarining o'lchamlari o'nlab kilometrlardan oshmaydi. Neytron yulduzlar yuzasidagi magnit maydon (yernikidan million marta katta) radio emissiya manbai hisoblanadi.Neytron yulduzining massasi 0,1M dan kam va 3M dan katta boʻlishi mumkin emas. Neytron yulduzning markazidagi zichlik g/sm3 ga etadi.Bunday yulduzning ichki qismidagi harorat yuzlab million graduslar bilan o'lchanadi. Neytron yulduzlarining o'lchamlari o'nlab kilometrlardan oshmaydi. Neytron yulduzlar yuzasidagi magnit maydon (yernikidan million marta katta) radio emissiya manbai hisoblanadi. Neytron yulduzi yuzasida materiya o'ziga xos xususiyatlarga ega bo'lishi kerak qattiq tana, ya'ni neytron yulduzlar bir necha yuz metr qalinlikdagi qattiq qobiq bilan o'ralgan.Neytron yulduz yuzasida materiya qattiq jismga xos xususiyatga ega bo'lishi kerak, ya'ni neytron yulduzlar qalinligi bir necha yuz metr bo'lgan qattiq qobiq bilan o'ralgan.
M.M.Dagaev va boshqalar.Astronomiya - M.: Ma'rifat, 1983 MM.Dagaev va boshqalar.Astronomiya - M.: Ta'lim, 1983 P.G. Kulikovskiy. Astronomiya havaskorlari uchun qo'llanma - M.URSS, 2002 P.G. Kulikovskiy. Astronomiya havaskorlari uchun qo'llanma - M.URSS, 2002 M.M.Dagaev, V.M.Charugin Astrofizika. Astronomiya bo'yicha o'qish kitobi - M.: Ma'rifat, 1988 M.M.Dagaev, V.M.Charugin Astrofizika. Astronomiya bo'yicha o'qish kitobi - M.: Ma'rifat, 1988 A.I.Eremeeva, F.A. Tsitsin "Astronomiya tarixi" - M.: Moskva davlat universiteti, 1989 yil A.I.Eremeeva, F.A. Tsitsin "Astronomiya tarixi" - M .: Moskva davlat universiteti, 1989 yil V. Kuper, E. Uoker "Yulduzlarning yorug'ligini o'lchash" - M .: Mir, 1994 W. Kuper, E. Uoker "Yulduzlarning yorug'ligini o'lchash" - M. : Jahon, 1994 R. Kippenhan. 100 milliard quyosh. Yulduzlarning tug'ilishi, hayoti va o'limi. M.: Mir, 1990. R. Kippenxan. 100 milliard quyosh. Yulduzlarning tug'ilishi, hayoti va o'limi. Moskva: Mir, 1990 Yulduzlarning ichki tuzilishi Adabiyotlar
"Koinotning qora tuynuklari" - Qora tuynuklar haqidagi g'oyalar tarixi. Qora tuynuklarning haqiqiy mavjudligi haqidagi savol. Qora tuynuklarni aniqlash. qulab tushayotgan yulduzlar. Qorong'u materiya. Qiyinchilik. Qora tuynuklar va qorong'u materiya. Supermassiv qora tuynuklar. issiq qorong'u materiya. Sovuq qorong'u materiya. Issiq qorong'u materiya. Ibtidoiy qora tuynuklar.
"Yulduzlarning jismoniy tabiati" - Betelgeuse. Boshqa yulduzlarning yorqinligi Quyoshning yorqinligi bilan solishtirganda nisbiy birliklarda aniqlanadi. Quyosh va mittilarning qiyosiy o'lchamlari. Yulduzlar yorqinligi jihatidan milliard marta farq qilishi mumkin. Shunday qilib, yulduzlarning massalari bir necha yuz marta farq qiladi. Bizning Quyoshimiz sariq yulduz bo'lib, uning fotosferasining harorati taxminan 6000 K. Xuddi shu rang Kapella, uning harorati ham taxminan 6000 K.
"Yulduzlar evolyutsiyasi" - Supernova portlashi. Orion tumanligi. Siqish tortishish kuchining beqarorligining natijasidir, Nyutonning fikri. Koinot 98% yulduzlardan iborat. Bulutning zichligi oshgani sayin, u radiatsiya uchun shaffof bo'lib qoladi. Astronomlar bitta yulduzning hayotini boshidan oxirigacha kuzatib borishga qodir emaslar. Tumanlik burguti.
"Osmondagi yulduzlar" - umumiy xususiyatlar yulduzlar. Yulduzlarning evolyutsiyasi. Vodorodning "kuyishi". Kimyoviy tarkibi. Ursa Mayor va Kichkina Ursa haqida ko'plab afsonalar mavjud. Harorat yulduz rangini va uning spektrini belgilaydi. yulduz radiusi. Qishki osmon yorqin yulduzlarga eng boy. Qadimgi yunonlar ayiqlar haqida nima deyishgan?
"Yulduzlargacha bo'lgan masofalar" - Yulduzlar rangi, yorqinligi bilan farqlanadi. Hatto yalang'och ko'z bilan ham atrofimizdagi dunyo juda xilma-xil ekanligini ko'rishingiz mumkin. Gipparx. 1 parsek = 3,26 yorug'lik yili = 206 265 astronomik birlik = 3,083 1015 m.Spektral chiziqlardan yulduzning yorqinligini taxmin qilish mumkin, keyin esa unga bo'lgan masofani topish mumkin.
"Yulduzli osmon" - Kechqurun osmonda siz juda ko'p yulduzlarni ko'rasiz. yulduz turkumlari. O'zingiz bilgan yulduz turkumlarini nomlang. Yer sayyorasi. Yer insonning yashash joyidir. Sayyoralar. Osmonda yulduzlar. Quyoshdan keladigan yorug'lik Yerga 8,5 daqiqada etib boradi. Qadimgi yunonlardan bizga afsona kelgan. 1609 yilda Galiley birinchi marta teleskop orqali oyga qaradi.
Mavzu bo'yicha jami 17 ta taqdimot mavjud
