Солнце

С лнцео́�  — 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.

9 вещей вы должны знать насчет солнца

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.

Екваториальный радиус : 695,500 километровОбъем солнца : 1,142,200,000,000,000,000 километров кубическихМаса : 1,989,000,000,000,000,000,000,000,000,000 килограммПлотность : 1,409 грамм на сантиметр кубическийПлощадь: 6,087,799,000,000 километров квадратных

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.

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.

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.

5. Сильное гравитационное притяжение солнца держит Землю и другие планеты на месте.

• Другими словами, оно заставляет планеты двигаться по орбите солнечной системы.

6. Структура солнца; разные регионы

• 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.

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).

Солнцечная корона во время солнечного затмения

8. Жизненный цикл солнца.

9. Состав фотосферы

• Водород 73,46%• Гелий 24,85%• Кислород• Углерод• Железо• Сера• Неон• Азот• Кремний• Магний

Дополнительная информация:

http://www.youtube.com/watch?v=gS1dpowPlE8

{Звездные системы

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.

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.

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. 

Галактика – это тоже звездная система.

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.

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)

stars

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.

Звездный ветер

Это процесс вытечения вещества из звезд в межзвездное пространство. От этого уменьшаеться масса звезды. 

Плеяды. Это рассеяное скопление в созвездии Тельца, одно из ближающих к земле и наиболее заметных для невооруженного глаза рассеяных скоплений.

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.

Как различаються одни звезды от других? В Гарвардской обсерватории была разработана современная классификация звезд, основаная на спектрах.

Класс Температура,K Истинный цвет Видимый цвет Основные признаки

A 7500—10 000 белый белыйСильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов

B 10 000—30 000 бело-голубой бело-голубой и белый

Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.

F 6000—7500 жёлто-белый белый

Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti.

G 5000—6000 жёлтый жёлтыйЛинии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.

K 3500—5000 оранжевый желтовато-оранжевый

Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO.

M 2000—3500 красный оранжево-красный

Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.

O 30 000—60 000 голубой голубойСлабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N, A.

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. 

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.

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.

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.

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.

• 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.

• 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.

Химический состав так же зависит от массы, у массивных звезд в недрах полностью отсутсвуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звезд)

Спасибо за внимание.