Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8  9 | Следующая страница реферата



С помощью формулы Стефана-Больцмана и закона Вина определяют длину волны, на которую приходится максимум излучения:

lmaxT = b, b – постоянная Вина

Можно исходить из обратного, т. е. с помощью светимости и температуры определять размеры звёзд

2. Определение  географической широты места наблюдения по заданной высоте светила в кульминации и его склонению.

H = 900 -  +

h – высота светила

БИЛЕТ № 18 Переменные и нестационарные звезды. Их значение для изучения природы звезд.

Блеск переменных звезд меняется со временем. Сейчас известно ок. 3*104. П.З. подразделяются на физические, блеск которых меняется вследствие процессов протекающих в них или около них, и оптические П.З., где это изменение обусловлено вращением или орбитальным движением.

Наиболее важные типы физ. П.З.:

Пульсирующие – цефеиды, звезды типа Мира Кита, полуправильные и неправильные красные гиганты;

Эруптивные (взрывные) – звезды с оболочками,  молодые неправильные переменные, в т.ч. звезды типа Т Тельца (очень молодые неправильные звезды, связанные с диффузными туманностями), сверхгиганты типа Хаббла – Сейнеджа (Горячие сверхгиганты высокой светимости, ярчайшие объекты в галактиках. Они неустойчивы и, вероятно, являются источниками излучения вблизи предела светимости Эддингтона, при превышении которого происходит «сдувание» оболочек звезд. Потенциальные сверхновые.), вспыхивающие красные карлики;

Катаклизмические ­– новые, сверхновые, симбиотические;

Рентгеновские двойные звезды

Указанные П.з. включают 98% известных физических п.з. К оптическим относятся затменно-двойные и вращающиеся такие, как пульсары и магнитные переменные. Солнце относится к вращающимся, т.к. его звездная величина слабо меняется, когда солнечные пятна появляются на диске.

Среди пульсирующих звёзд очень интересны цефеиды, названные так по имени одной из первых открытых переменных этого типа - 6 Цефея. Цефеиды - это звёзды высокой светимости и умеренной температуры (жёлтые сверхгиганты). В ходе эволюции они приобрели особую структуру: на определённой глубине возник слой, который аккумулирует энергию, приходящую из недр, а потом вновь отдаёт её. Звезда периодически сжимается, разогреваясь, и расширяется, охлаждаясь. Поэтому и энергия излучения то поглощается звёздным газом, ионизуя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая при этом световые кванты. В результате блеск цефеиды меняется, как правило, в несколько раз с периодом в несколько суток. Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 г. американский астроном Генриетта Ливитт, исследовавшая цефеиды в одной из ближайших галактик - Малом Магеллановом Облаке, обратила внимание на то, что эти звёзды оказывались тем ярче, чем продолжительнее был период изменения их блеска. Размеры Малого Магелланова Облака небольшие по сравнению с расстоянием до него, а это означает, что разница в видимой яркости отражает отличие в светимости. Благодаря найденной Ливитт зависимости период - светимость легко рассчитать расстояние до каждой цефеиды, измерив её средний блеск и период переменности. А так как сверхгиганты хорошо заметны, цефеиды можно использовать для определения расстояний даже до сравнительно далёких галактик, в которых они наблюдаются.Есть и вторая причина особой роли цефеид. В 60-е гг. советский астроном Юрий Николаевич Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. По зависимости период - возраст нетрудно определить возраст каждой цефеиды. Отбирая звёзды с максимальными периодами и изучая звёздные группировки, в которые они входят, астрономы исследуют самые молодые структуры Галактики. Цефеиды больше других пульсирующих звёзд заслуживают названия периодических переменных. Каждый следующий цикл изменений блеска обычно весьма точно повторяет предыдущий. Однако встречаются и исключения, самое известное из них - Полярная звезда. Уже давно обнаружено, что она относится к цефеидам, хотя и меняет блеск в довольно незначительных пределах. Но в последние десятилетия эти колебания стали затухать, а к середине 90-х гг. Полярная звезда практически перестала пульсировать.

Звезды с оболочками, звезды, непрерывно или с неправильными интервалами сбрасывающие коль­цо газа с экватора или сферическую оболочку. 3. с о. — гиган­ты или звезды-карлики спектрального класса В, быстровращающиеся и близкие к пределу разрушения. Сброс оболочки обычно сопровождается падением или увеличением блеска.

Симбиотические звезды, звезды, спе­ктры которых содержат эмиссионные линии и сочетают ха­рактерные особенности красного гиганта и горячего объекта — белого карлика или аккреционного диска вокруг такой звезды.

Звезды типа RR Лиры представля­ют другую важную группу пульсирую­щих звезд. Это старые звезды пример­но такой же массы, как Солнце. Мно­гие из них находятся в шаровых звезд­ных скоплениях. Как правило, они ме­няют свой блеск на одну звездную ве­личину приблизительно за сутки. Их свойства, как и свойства цефеид, ис­пользуют для вычисления астрономи­ческих расстояний.

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредска­зуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным гла­зом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной ве­личины, а затем постепенно растет, воз­вращаясь к прежнему уровню. По-ви­димому, причина тут в том, что эта звез­да-сверхгигант сбрасывает с себя об­лака углерода, который конденсирует­ся в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых чер­ных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве. Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значе­ние в областях, где образуются звезды.

Вспыхивающие звезды. Магнитные явления на Солнце явля­ются причиной солнечных пятен и со­лнечных вспышек, но они не могут су­щественно повлиять на яркость Солн­ца. Для некоторых звезд – красных кар­ликов – это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масшта­бов, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхиваю­щих звезд. Эти световые выбросы не­льзя предсказать заранее, а продолжа­ются они всего несколько минут.

Вычисление склонения светила по данным о его высоте в кульминации на определенной географической широте.

   H = 900 -  +

h – высота светила

БИЛЕТ № 19 Двойные звезды и их роль в определении физических характеристик звезд.

Двойная звезда, пара звезд, связанная в одну систему силами тяготения и обращающаяся во­круг общего центра тяжести. Звезды, составляющие двойную звезду, называются ее компонентами. Двойные звезды весьма распро­странены и подразделяются на несколько типов.

Каждый компонент визуально-двойной звезды отчетливо виден в телескоп. Расстояние между ними и взаимная ориен­тация медленно меняются со временем.

Элементы затменно-двойной попеременно загораживают друг дру­га, поэтому блеск системы временно ослабевает, период между двумя изменениями блеска равен половине орбитального периода. Угло­вое расстояние между компонентами очень мало, и мы не можем наблюдать их по отдельности.

Спектрально-двойные звезды обнаруживают по изменениям их спектров. При взаимном обращении звезды периодически движутся то по на­правлению к Земле, то от Земли. По эффекту Допплера в спектре можно определять изменения движения.

Поляризационные двойные характеризуются периодическими изменениями поляризации света. В таких системах звезды при своем орбитальном движении освещают газ и пыль в пространстве между ними, угол падения света на это вещество периодически меняется, при этом рассеян­ный свет поляризуется. Точные измерения этих эффек­тов позволяют вычислить орбиты, отношения звездных масс, размеры, скорости и расстояние между компонен­тами. Например, если звезда одновременно затменная и спектрально-двойная, то можно определить массу каж­дой звезды и наклон орбиты. По характеру изменения блеска в моменты затмений можно определять относительные размеры звезд и изучать строение их атмосфер. Двойные звезды, служа­щие источником излучения в рентгеновском диапазоне, называются рентгеновскими двойными. В ряде случа­ев наблюдается третий компонент, обращающийся во­круг центра масс двойной системы. Иногда один из компонентов двойной системы (или оба), в свою очередь, может оказаться двойными звездами. Тесные компо­ненты двойной звезды в тройной системе могут иметь период несколько суток, тогда как третий элемент может обращаться во­круг общего центра масс тесной пары с периодом в сот­ни и даже тысячи лет.

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: курсовые работы бесплатно, сочинение на тему.

Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7  8  9 | Следующая страница реферата