2. лнце — единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются
другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их
спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.
4. 1. Солнце это самый большой
объект в солнечной системе.
Это конечно может быть очевидным, но
солнце занимает 99,8% от всеобщей массы в
Солнечной системе.
5.
6. 2. Солнце эта самая ближаящая
вообще к нам звезда.
• Солнце это доволно средняя звезда. По своим
размерам, температуре и возрасту она как раз попадает в
категорию среднего. Некоторые звезды такие же старые
как и галлактика, то есть 15 миллиардов лет, но солнце
пока в расцвете сил, ей всего 4,6 миллиардов лет.
Расстояние между Землей и Солнцем меняеться, в
зависимости от точек афелия или перигелия. В точке
афелия расстояние равно 152 миллионам километров, а в
точке перигелия 147 миллионов километров.
7. 3. Мы всегда знали солнце
• В отличии других объектов нашей
солнечной системы, солнце было известно
людям с испокон веков. Не было ни даты
открытия, ни открывателя.
8. 4. С момента появления, солнце
израсходовало примерно половину
водорода в своем ядре.
• В течении следующих 5 биллионов лет
солнце будет еще ярче, потому что будет
гелий накапливаеться в солнечном ядре.
Так как водород изчезает, солнце должно
иметь стабильную плотность, что бы не
взорваться. И единственный способ это
повышать температуре. Когда нибуть
водорот закончиться, что скорее всего
будет означать конец солнцу и Земле.
9. 5. Сильное гравитационное
притяжение солнца держит Землю и
другие планеты на месте.
• Другими словами, оно заставляет планеты
двигаться по орбите солнечной системы.
11. • Как вы возможно заметили, в солнце есть
несколько зон. Это радиационная зона и
конвективная зона. От начала
радиактивной зоны и до конца
конвективной меняеться температура от 8
миллионов до 7000 К. Требуеться пару
сотен лет, что бы фотон смог пройти от ядра
и до поверхности солнца.
12. 7. Cолнечная корона
• Над хромосферой находиться «корона». Это
последняя внешняя оболочка солнца,
которая распостроняеться дальше от
солнца благодаря «солнцечным ветрам»,
прямо до конца солнечной системы. Она
невероятно горячая (несколько миллионов
К).
18. Определение
• Это система, состоящая из звезд,
движующихся до замкнутой орбите и
гравитационно связаных и возможно
имеющих планетные системы. В частности,
Солнечная система – это звездная система,
образованная одной звездой, Солнцем, и
планетами, обращающимися вокруг нее.
19. 1. Двойные звездные системы
• Это системы, состоящие из 2 звезд. Такая
система наиболее устойчива, и при
отсутствии приливных эффектов обе звезды
будут неограничено долго двигаться вокруг
центра масс системы.
20. 2. Системы с более чем двумя
звездами
• Галактика это также вид звездных систем.
Из-за большего размера этих систем их
динамика значительно сложнее, чем у
двойных.
22. Динамика звезд
• Системы с более чем двумя звездами
гораздо труднее. Звезды могут проявлять
хатическое поведение, и многие
конфигурации различных звезд
нестабильны друг с другом. В конце концов
одна из звезд приближаеться к другой
достаточно близко и разгоняются
настолько, что покидают систему.
23. Некоторые звездные системы.
• Солнечная система (одна звезда)
• Сириус (2 звезды)
• Α Центавра (три звезды)
• 4 Центавра (четыре звезды)
• Мициар (пять звезд)
• Кастор (шесть звезд)
• V Скорпиона (семь звезд)
• Лебедь Х-1 (одна звезда и одна черная дыра)
25. 1. Определение
Звезда это небесное тео, в котором идут
термоядерные реакции. Звезды
представляют собой массивные газовые
(плазменные шары). Образуються из газово-
пылевой среды (главным образом из
водорода и гелия) в результате
гравитационного сжатия.
26. Звездный ветер
Это процесс вытечения вещества из звезд в
межзвездное пространство. От этого
уменьшаеться масса звезды.
27. Плеяды. Это рассеяное скопление в созвездии
Тельца, одно из ближающих к земле и наиболее
заметных для невооруженного глаза рассеяных
скоплений.
28. Температура вещества в недрах звезд
измеряется миллионами кельвинов, а на их
поверхности всего лишь тысячами. Энергия
подавляющего большинства звезд
выделяется в результате термоядерных
реакций превращения водорода в гелий,
происходящих внутри звезд.
29. Как различаються одни звезды от других? В Гарвардской
обсерватории была разработана современная
классификация звезд, основаная на спектрах.
30. Температура,
Класс Истинный цвет Видимый цвет Основные признаки
K
Сильная бальмеровская серия, линии H
и К Ca II усиливаются к классу F. Также
A 7500—10 000 белый белый
ближе к классу F начинают появляться
линии металлов
бело-голубой и Линии поглощения гелия и водорода.
B 10 000—30 000 бело-голубой
белый Слабые линии H и К Ca II.
Сильны Линии H и К Ca II, линии
металлов. Линии водорода начинают
F 6000—7500 жёлто-белый белый ослабевать. Появляется линия Ca I.
Появляется и усиливается полоса G,
образованная линиями Fe, Ca и Ti.
Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca
I и многочисленные линии металлов.
G 5000—6000 жёлтый жёлтый
Линии водорода продолжают слабеть,
Появляются полосы молекул CH и CN.
Линии металлов и полоса G
желтовато- интенсивны. Линии водорода почти не
K 3500—5000 оранжевый
оранжевый заметно. Появляется полосы
поглощения TiO.
Интенсивны полосы TiO и других
оранжево-
M 2000—3500 красный молекул. Полоса G слабеет. Все ещё
красный
заметны линии металлов.
Слабые линии нейтрального водорода,
O 30 000—60 000 голубой голубой гелия, ионизованного гелия,
многократно ионизованных Si, C, N, A.
31. Белые карлики
После гелиевой вспышки загораются углерод
и кислород. Размер атмосферы звезд
увеличиваеться еще больше и она начинает
интенсивно терять газ в виде потоков
звездного ветра. Судьбу центральной части
звезды зависит от ее исходном массы. Если
она превышает предел Чандрасекара она
станет нейтронной звездой, а если
превышает предел Оппенгеймера-Волкова, то
станет черной дырой.
32. Подавляющие большинство звезд, Солнце в
том числе, заканчивает эволюцию, сжимаясь
по тех пор пока давление вырожденных
электронов не уровновесит гравитацию. В
этом случае размер звезды уменьшаеться в
сотню раз, а плотность становиться в
миллион раз выше плотности воды, звезду
называют белым карликом. Она лишена
источников энергии, и, постепенно остывая
становиться темной и невидимой.
33. Красные гиганты
Красные гиганты и сверхгиганты – это звезды
с довольно низкой эффективной
температурой (3000-5000К), однако с
огромной светимостью. Для их спектра
характерно присутствие молекулярных полос
поглощения, а максимум излучения
приходиться на инфрокрасный диапазон.
34.
35. Нейтронные звезды
У звезд, более массивных, чем
Солнце, давление вырожденых электронов
не может сдержать сжатие ядра и оно
продолжаетьс до тех пор, пока большинство
частиц не превратиться в
нейтроны, упакованые настолько плотно, что
размер звезды очень маленький, а плотность
в 280 трлн раз превышает плотность воды.
36.
37. 2. Характеристики
• Зависимости
Массы большинства звезд лежат в пределах
от 0,767 масс солнца (или 80 масс Юпитера) и
до 100-300 масс Солнца. И температура в
недрах звезд достигает 10-12 млн. К.
На следующем слайде вы увидете
соотношение размеров планет и различных
звезд.
38.
39. • Масса
Массу звезды достоверно определить можно,
только если она являеться компонентом
двойной звезды. Но при самых точных способах
все равно погрешность составляет от 20% до
60% и зависит от погрешности вычесления
расстояния до звезды.
В октябре 2010 года был предложен новый
метод, который позволяет определить массу,
плотность, период вращения планеты и ее
спутника, но он еще не был использован на
практике.
40. • Химический состав
Хотя доля елементов тяжелее гелия в
химическим составе исчисляеться буквално
несколькими процентами, они позволяют
ядерным реакциям замедляться или
ускоряться, а это играет на цвете и
продолжительности жизни звезды.
Зная химический состав звезды можно судить о
ее времени образования.
41. Химический состав так же зависит от массы, у
массивных звезд в недрах полностью
отсутсвуют элементы тяжелее гелия (в
молодом возрасте этих звезд)