Метеоры и метеоритные потоки. Радиант. Периодичность потоков и их происхождение. Метеориты. Группы и состав метеоритов. Происхождение метеоритов.
Метеоры–кратковременные вспышки, которыепроносятся по небу и исчезают, оставляя нанесколько секунд узкий светящийся след при сгорании в земной атмосфере частиц межпланетной пыли.Спектры метеоров состоят из эмиссионных линий. Когда метеорнаячастица тормозится в атмосфере, она нагревается, начинает испаряться, ивокруг нее образуется облако из раскалённых газов. Высвечиваютсяглавным образом линии металлов: очень часто наблюдаются линииионизованного кальция и линии железа. По-видимому, химический состав метеорных частиц аналогичен составукаменных и железных метеоритов, но механическая структура метеорныхтел должна быть совсем иной. На это указывают скорости торможенияметеоров.
Метеоры и метеорные потоки. Радиант.
За сутки в атмосфере Земли вспыхивает около 100 млн. метеоров ярче 5m.Очень яркие метеоры, или болиды, могут наблюдаться и днём. Иногда болидысопровождаются выпадением метеоритов.
Частота появления метеоров и их распределение по небу не всегда являютсяравномерными. Многие метеорные потоки являются периодическими, повторяются из года вгод и именуются по названиям созвездий, в которых лежат их радианты.
Метеориты
За исключением образцов лунных пород, доставленных на Землю,метеориты пока представляют собой единственные космические тела,которые можно исследовать в земных лабораториях. Метеориты по химическому составу и структуре разделяются на трибольшие группы: каменные (аэролиты), железо-каменные (сидеролиты)и железные (сидериты). Вопрос об относительном количестве различныхтипов метеоритов не вполне ясен, так как железные метеориты легченаходить, чем каменные, и, кроме того, каменные метеориты сильнееразрушаются при прохождении сквозь атмосферу. Большинствоисследователей полагает, что в космическом пространстве преобладаюткаменные метеориты (80-90% от общего числа)
|
|
|
Каменный, железо-каменный ижелезный метеориты
Железные метеориты содержат в среднем 91% железа, 8,5% никеля и0,5% кобальта.Каменные метеориты — 36% кислорода, 26% железа, 18% кремния и14% магния. Каменные метеориты по содержанию кислорода икремния близки к земной коре, но металлов в них гораздо больше.Содержание радиоактивных элементов в метеоритах меньше, чем вземной коре, причем в железных меньше, чем в каменных.Когда метеоритное тело входит в плотные слои атмосферы, егоповерхность настолько нагревается, что вещество поверхностногослоя начинает плавиться и испаряться. Каменные метеориты часто дробятся, и тогда на поверхностьЗемли извергается целый «дождь» обломков самыхразнообразных размеров. Железные метеориты прочнее, но и они иногда разрушаются на отдельные куски.
|
|
|
Группы метеоритов
По структуре и характеру условий, в которых они сформировались, метеоритыделятся на две группы: дифференцированные метеориты и хондриты.
Химические соединения в дифференцированных метеоритах, и ихкристаллическая структура показывают, что метеоритное вещество сформировалосьв условиях высоких давлений и температур, т.е. метеориты входиликогда-то в состав крупных тел, имевших большие размеры. Хондриты образовались в результате объединения мелких частиц, по-видимому,входящих в состав протопланетной туманности. Среди хондритов имеется редкая разновидность – углистые хондриты, в которыхнелетучие элементы содержатся в такой же пропорции, как на Солнце.Предполагается, что углистые хондриты отражают состав протопланетнойтуманности в некоторый начальный период, когда вещество в ней было хорошоперемешано и ещё не существовало ни Солнца, ни планет.
Нормальные звёзды. Спектральная классификация звёзд. Размеры звёзд. ДиаграммаГерцшпрунга – Рассела. Йерская система классификации звёзд.
Нормальные звёзды – Звёзды, которые не обладают такими особыми свойствами, как нестационарность или пульсации, большая вероятность взрыва и т.д.
|
|
|
Спектральная классификация звёзд
Звёзды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всегопоглощения. В спектрах некоторых звёзд наблюдаются яркие эмиссионные линии. Спектры испускания 13 типов звёзд в области 400–700 нм (сверху вниз, в порядке уменьшения температуры поверхности): O6, B0, B6, A1, A5, F0, F5, G0, G5, K0, K5, M0, M5. Солнце относится к типу G2. Наиболее «горячие» (~25 000 К) звёзды с максимумом плотности излучения в голубой области спектра относятся к типу O. Красные «холодные» (~3 500 К) звёзды относятся к типу M. Спектры большинства звёзд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Звёзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определённых спектральных линий.
В гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой ещё не была известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.
|
|
|
• Все звёздные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:
C
O – B – A – F – G – K – M
S
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
В 1910 году было установлено существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд.Эта зависимость иллюстрируется диагаммой Герцшпрунга-Рассела, графика, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звёздная величина. Вместо абсолютной звёздной величины можно откладывать светимость, а вместо спектральных классов — показатели цвета. Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется её физической природой и стадией эволюции. Наиболее богатую звёздами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль неё расположены звёзды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней). В верхней части диаграммы находятся звёзды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты). Звёзды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. В левой части диаграммы располагаются горячие звёзды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звёзды, соответствующие поздним спектральным классам. В целом звёзды распределяются на диаграмме Герцшпрунга – Рассела неравномерно, что соответствует существованию определённой зависимости между светимостями и температурами всех звёзд. Наиболее чётко это выражено для звёзд главной последовательности. Однако можно выделить ряд других последовательностей. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определённых групп звёзд индивидуальной зависимости светимости от температуры. Такие последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса. Полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой — светимость.
Йерская система классификации звёзд – определяет положение звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, в то время как гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы. Дополнительным преимуществом йеркскойклассификации является возможность по видуспектра звезды оценить её светимость и,соответственно, по видимой величине —расстояние (метод спектрального параллакса). Солнце имеет йеркскийспектральный класс G2V.
Основные характеристики звёзд. Светимости, радиусы, массы,эффективныетемпературы звёзд. Зависимость масса – светимость. Пределы измененияосновных параметров звёзд. Поколения звёзд. Металличность.
Основными характеристиками звёзд являются: спектр, светимость, температура поверхности, масса, радиус, элементарный состав и металличность.
Светимости, радиусы, массы, эффективные температуры звёзд
Светимость звезды можно вычислить, определив освещённость, видимую звёздную величину и годичныйпараллакс. По спектру (с использованием диаграммы Герцшпрунга – Рассела)определяется эффективная температура звезды. Определить радиусы звёзд прямыми наблюдениями, как правило,проблематично. Радиус звезды можно найти,если известны её болометрическая светимость Lbol и эффективнаятемпература Teff. Согласно определению Lbol и закону Стефана –Больцмана:Lbol = 4πR2σ Teff4. Можно записать для Солнца схожее выражение, а затем, последеления двух равенств илогарифмирования дроби получитьокончательное выражение (где радиус и светимость звезды выражены всолнечных единицах L = 1 и R = 1): 
Зависимость масса – светимость
Напрямую определить массу одиночнойнельзя, но в некоторых случаях с помощью законаКеплера удается определить массыкомпонентов двойных систем. По этомусравнительно небольшому числу звёздобнаружена зависимость между массой иболометрической светимостью длязвёзд главной последовательности. Lbol = 
.
Пределы изменения основных параметров звёзд
Большинство звёзд на диаграмме Герцшпрунга –Рассела расположено на главной последовательности, гигантовменьше примерно в 10 000 раз, а сверхгигантов меньше, чем гигантов,ещё в 1 000 раз. Каждая из этих групп звёзд характеризуетсяопределённой зависимостью масса – светимость. Из соотношения масса – светимость для звёзд следует, что диапазоних светимостей значительно превышает пределы возможных значениймасс:0,1 М ≤ 
≤ 100 М, 
≤ L ≤ 
.
Стационарных звёзд с массами М ≥ 100 не наблюдается.В среднем массы звёзд близки к массе Солнца. Светимости звёзд приэтом изменяются в очень широких пределах.Радиусы гигантов и сверхгигантов в сотни итысячи раз превышают солнечный.Поскольку массы звёзд отличаются мало,это означает, что средние плотности звёздмогут быть в миллиарды раз меньше, чем уСолнца. Соответствующую плотность( 
г/см3). Наибольшей средней плотностью должныобладать звёзды малых размеров (белыекарлики и нейтронные звёзды), радиусыкоторых составляют тысячи и десятки км, асредние плотности 
и 
г/см3.
Поколения звёзд
1-е поколение – первые звёзды, возникшие после Большого Взрыва. Их состав был: 75% водорода, 25% гелия, почти не содержали металлов, имели очень большие массы. Поэтому они очень быстро выгорели. 2-е поколение – старые( примерно 10 млрд. лет) звёзды с низким содержанием металлов. 3-е поколение – молодые звёзды, содержащие значительный процент металлов.
Металличность – величина, характеризующая относительное содержание в звезде элементов, тяжелее гелия.
Дата добавления: 2018-04-15; просмотров: 631; Мы поможем в написании вашей работы! |
Мы поможем в написании ваших работ!