La distribución de colores en el espectro = K O F G G S F = puede recordar, por ejemplo, del texto: Cómo una vez Jacques, el botones de la ciudad, rompió una linterna. Isaac Newton (1643-1727) en 1665 descompuso la luz en un espectro y explicó su naturaleza. William Wollaston observó líneas oscuras en el espectro solar en 1802, y en 1814 fueron descubiertas de forma independiente y descritas en detalle por Joseph von FRAUNHOFER (1787-1826, Alemania) (se llaman líneas de Fraunhofer) 754 líneas en el espectro solar. En 1814 creó un instrumento para observar espectros: un espectroscopio. En 1959, G. KIRCHHOF, trabajando junto con R. BUNZEN desde 1854, descubrió el análisis espectral, llamó al espectro continuo y formuló las leyes del análisis espectral, que sirvieron como base para el surgimiento de la astrofísica: 1. Un sólido calentado da una espectro continuo. 2. El gas caliente da un espectro de emisión. 3. El gas colocado frente a una fuente más caliente produce líneas de absorción oscuras. W. HEGGINS fue el primero en utilizar un espectrógrafo para comenzar la espectroscopia de estrellas. En 1863 demostró que los espectros del Sol y las estrellas tienen mucho en común y que su radiación observada es emitida por materia caliente y pasa a través de las capas superpuestas de gases absorbentes más fríos.
La naturaleza física de las estrellas ... doc
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Tema: La naturaleza física de las estrellas. Progreso de la lección: I. Nuevo material 1. Espectros de estrellas Distribución de colores en el espectro = K O F G G S F = puedes recordar, por ejemplo, del texto: Cómo una vez Jacques, el botones de la ciudad, rompió una linterna. Isaac Newton (16431727) en 1665 descompuso la luz en un espectro y explicó su naturaleza. William Wollaston observó líneas oscuras en el espectro solar en 1802, y en 1814 fueron descubiertas de forma independiente y descritas en detalle por Joseph von FRAUNHOFER (17871826, Alemania) (se llaman líneas de Fraunhofer) 754 líneas en el espectro solar. En 1814 creó un instrumento espectroscópico para observar espectros. En 1959, G. KIRCHHOF, trabajando junto con R. BUNZEN desde 1854, descubrió el análisis espectral, llamó al espectro continuo y formuló las leyes del análisis espectral, que sirvieron como base para el surgimiento de la astrofísica: 1. Un sólido calentado da una espectro continuo. 2. El gas caliente da un espectro de emisión. 3. El gas colocado frente a una fuente más caliente produce líneas de absorción oscuras. W. HEGGINS fue el primero en utilizar un espectrógrafo para comenzar la espectroscopia de estrellas. En 1863 demostró que los espectros del Sol y las estrellas tienen mucho en común y que su radiación observada es emitida por materia caliente y pasa a través de las capas superpuestas de gases absorbentes más fríos. Los espectros de las estrellas son su pasaporte con una descripción de todos los patrones estelares. Mediante el espectro de una estrella, puede averiguar su luminosidad, la distancia a la estrella, la temperatura, el tamaño, la composición química de su atmósfera, la velocidad de rotación alrededor de su eje, las características del movimiento alrededor de un centro de gravedad común. 2. El color de las estrellas El COLOR es la propiedad de la luz para inducir una determinada sensación visual de acuerdo con la composición espectral de la radiación reflejada o emitida. Luz de diferentes longitudes de onda excita diferentes sensaciones de color: de 380 a 470 nm son violetas y azules, de 470 a 500 nm - azul-verde, de 500 a 560 nm - verde, de 560 a 590 nm - amarillo-naranja, de 590 a 760 nm - Rojo. Sin embargo, el color de la radiación compleja no está determinado únicamente por su composición espectral. El ojo es sensible a la longitud de onda que transporta la energía máxima λmax = b / T (ley de Wien, 1896). A principios del siglo XX (1903-1907), Einar Hertzsprung (1873-1967, Dinamarca) fue el primero en determinar los colores de cientos de estrellas brillantes. 3. Temperatura de las estrellas
Directamente relacionado con el color y la clasificación espectral. La primera medición de la temperatura de las estrellas fue realizada en 1909 por el astrónomo alemán J. Scheiner. La temperatura se determina a partir de los espectros utilizando la ley de Wien [la superficie de la mayoría de las estrellas es de 2500 K a 50 000 K. Aunque, por ejemplo, la estrella HD 93129A recientemente descubierta en la constelación Poppa tiene una temperatura superficial de 220 000 K! La estrella granada más fría (m Cephei) y Mira (o Ceti) tienen una temperatura de 2300K, ye Aurigae A 1600 K. T = b, donde b = 0.2897 * 107 Å.K es la constante de Wien]. Temperatura visible λ max 4. Clasificación espectral En 1862 Angelo Secchi (18181878, Italia) da las primeras estrellas clásicas espectrales por color, indicando 4 tipos: Blanco, Amarillento, Rojo, Muy rojo La clasificación espectral de Harvard se presentó por primera vez en el catálogo de Henry Draper de estelares spectra (1884), preparado bajo la dirección de E. Pickering. La designación de letras de los espectros de estrellas calientes a frías se ve así: O B A F G K M. Se introdujeron subclases entre cada dos clases, designadas por números del 0 al 9. En 1924, Ann Cannon finalmente estableció la clasificación. O5 = 40000 K A0 = 11000 B0 = 25000 M0 = 3600 K F0 = 7600 G0 = 600 K0 = 5120 K K 0 amarillo F G KK naranja rojo K M azul O c. 30000K blanco V promedio 15000K A promedio 8500K promedio .6600K promedio .5500K avg.4100K avg.2800K El orden de los espectros se puede recordar por la terminología: = Un inglés afeitado masticaba dátiles como una zanahoria = Sol - G2V (V es una clasificación por luminosidad, es decir, secuencia). Esta cifra se ha agregado desde 1953. | Tabla 13: allí se indican los espectros de las estrellas |. 5. La composición química de las estrellas Determinada por el espectro (la intensidad de las líneas de Fraunhofer en el espectro). La variedad de espectros de las estrellas se explica principalmente por sus diferentes temperaturas, además, la forma del espectro depende de la presión y la densidad de la fotosfera, la presencia de un campo magnético, características composición química... Las estrellas están compuestas principalmente por hidrógeno y helio (9598% de la masa) y otros átomos ionizados, mientras que las frías tienen átomos neutros e incluso moléculas en la atmósfera. 6. Luminosidad de las estrellas Las estrellas emiten energía en todo el rango de longitud de onda, y la luminosidad L = Tσ 44 Rπ 2 es la potencia de radiación total de una estrella. L = 3,876 * 1026 W / s. En 1857, Norman Pogson en Oxford estableció la fórmula L1 / L2 = 2.512M2M1. Comparando la estrella con el Sol, obtenemos la fórmula L / L = 2.512 MM, de donde obtenemos el logaritmo logL = 0.4 (M M) Se mide la luminosidad de las estrellas en la mayoría de 1.3.105L 50) usando un Interferómetro de Michelson. Diámetro angular medido por primera vez 1920 = Albert Michelson y Francis Pease. Orion Betelgeuse 3 de diciembre α
2) A través de la luminosidad de la estrella L = 4 Rπ 2 Tσ 4 en comparación con el Sol. 3) Según las observaciones de un eclipse de estrella por la Luna, se determina el tamaño angular, conociendo la distancia a la estrella. Según su tamaño, las estrellas se dividen (nombre: enanas, gigantes y supergigantes fueron introducidas por Henry Russell en 1913, y descubiertas en 1905 por Einar Hertzsprung, introduciendo el nombre de "enana blanca"), introducido desde 1953 en: Gigantes (III) Subgigantes (IV) Supergigantes (I) Gigantes brillantes (II) Enanas de secuencia principal (V) Subenanas (VI) Enanas blancas (VII) Los tamaños de las estrellas varían ampliamente de 104 ma 1012 m. El granate la estrella m Cephei tiene un diámetro de 1,6 mil millones de km; la supergigante roja e Aurigae A tiene unas dimensiones de 2700R ¡5,7 mil millones de km! Leuthen y Wolf Stars475 menos tierra, y las estrellas de neutrones tienen un tamaño de 10 a 15 km. 8. La masa de las estrellas es una de las características más importantes de las estrellas, lo que indica su evolución, es decir. define camino de la vida estrellas. Métodos de determinación: 1. La dependencia de la masa-luminosidad, establecida por el astrofísico A.S. Eddington (1882-1942, Inglaterra). L m≈ 3,9 ρ ρ α = 6,4 * 10 2. Uso de 3 leyes de Kepler mejoradas si las estrellas son físicamente binarias (§26) Teóricamente, la masa de las estrellas es 0,005 M (límite de Kumar 0,08 M) 105 50–100 102-103 0,000001 104-105 105 106<0,000001 0,001
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Enana blanca, la nebulosa planetaria más caliente conocida NGC 2440, 05/07/2006 Naturaleza física de las estrellas
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Espectro λ = 380 ∻ 470 nm - violeta, azul; λ = 470 ∻ 500 nm - azul verdoso; λ = 500 ∻ 560 nm - verde; λ = 560 ∻ 590 nm - amarillo-naranja λ = 590 ∻ 760 nm - rojo. Distribución de colores en el espectro = K O F G G S F Recuerde, por ejemplo: Cómo una vez Jacques, el campanero de la ciudad, rompió la linterna. En 1859 G.R. Kirchhoff (1824-1887, Alemania) y R.V. Bunsen (1811-1899, Alemania) descubrieron el análisis espectral: los gases absorben las mismas longitudes de onda que irradian en un estado calentado. Las estrellas tienen líneas oscuras (Fraunhofer) sobre el fondo de espectros continuos; estos son espectros de absorción. En 1665, Isaac Newton (1643-1727) obtuvo los espectros de la radiación solar y explicó su naturaleza, mostrando que el color es una propiedad intrínseca de la luz. En 1814, Joseph von FRAUNHOFER (1787-1826, Alemania) descubrió, designó y para 1817 describió en detalle 754 líneas en el espectro solar (nombradas en su honor), creando en 1814 un instrumento espectroscópico para la observación de espectros. Espectroscopio Kirchhoff-Bunsen
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Espectros de estrellas Los espectros de estrellas es su pasaporte con una descripción de todos los patrones estelares. Mediante el espectro de una estrella, se puede averiguar su luminosidad, la distancia a la estrella, la temperatura El estudio de los espectros estelares es la base de la astrofísica moderna. Espectrograma del cúmulo abierto "Hyades". William HEGGINS (1824-1910, Inglaterra), el astrónomo, el primero en utilizar el espectrógrafo, inició la espectroscopía de estrellas. En 1863 demostró que los espectros del Sol y las estrellas tienen mucho en común y que su radiación observada es emitida por materia caliente y pasa a través de las capas superpuestas de gases absorbentes más fríos. El espectro combinado de la radiación de la estrella. Por encima de "natural" (visible en el espectroscopio), por debajo - la dependencia de la intensidad de la longitud de onda. tamaño, composición química de su atmósfera, velocidad de rotación alrededor de un eje, características de movimiento alrededor de un centro de gravedad común.
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Composición química La composición química está determinada por el espectro (la intensidad de las líneas de Fraunhofer), que también depende de la temperatura, presión y densidad de la fotosfera, y de la presencia de un campo magnético. Las estrellas están compuestas por los mismos elementos químicos conocidos en la Tierra, pero principalmente hidrógeno y helio (95-98% de la masa) y otros átomos ionizados, mientras que las estrellas frías tienen átomos neutros e incluso moléculas en la atmósfera. A medida que aumenta la temperatura, la composición de las partículas que pueden existir en la atmósfera de una estrella se vuelve más simple. El análisis espectral de estrellas de las clases O, B, A (T de 50.000 a 10.000C) muestra en sus atmósferas las líneas de hidrógeno ionizado, helio e iones metálicos, en la clase K (50.000C) ya se encuentran radicales, y en el clase M (38000C) - moléculas de óxidos. La composición química de una estrella refleja la influencia de factores: la naturaleza del medio interestelar y las reacciones nucleares que se desarrollan en una estrella durante su vida. La composición inicial de la estrella está cerca de la composición de la materia interestelar de la que se originó la estrella. Remanentes de supernova NGC 6995 es un gas brillante y caliente formado después de que una estrella explotó hace 20-30 mil años. Tales explosiones enriquecieron activamente el espacio con elementos pesados a partir de los cuales se formaron posteriormente planetas y estrellas de la próxima generación.
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El color de las estrellas en 1903-1907. Einar Hertzsprung (1873-1967, Dinamarca) fue el primero en determinar los colores de cientos de estrellas brillantes. Las estrellas tienen una amplia variedad de colores. Arcturus tiene un tono amarillo anaranjado, Rigel es azul-blanco, Antares es rojo brillante. El color dominante en el espectro de una estrella depende de la temperatura de su superficie. La envoltura de gas de una estrella se comporta casi como un emisor ideal (un cuerpo absolutamente negro) y obedece completamente las leyes clásicas de radiación de M. Planck (1858-1947), J. Stephen (1835-1893) y W. Wien (1864). –1928), que relacionan la temperatura corporal y la naturaleza de su radiación. La ley de Planck describe la distribución de energía en el espectro de un cuerpo e indica que con un aumento de temperatura, el flujo de radiación total aumenta y el máximo en el espectro se desplaza hacia ondas cortas. Durante las observaciones del cielo estrellado, es posible que hayan notado que el color (propiedad de la luz para causar una cierta sensación visual) de las estrellas es diferente. El color y el espectro de las estrellas está relacionado con su temperatura. La luz de diferentes longitudes de onda excita diferentes sensaciones de color. El ojo es sensible a la longitud de onda que transporta la energía máxima λmax = b / T (ley de Wien, 1896). Como gemas, las estrellas del cúmulo abierto NGC 290 brillan con diferentes colores. Foto de CT im. Hubble, abril de 2006
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Temperatura de las estrellas La temperatura de las estrellas está directamente relacionada con el color y el espectro. La primera medición de la temperatura de las estrellas fue realizada en 1909 por el astrónomo alemán Julius Scheiner (1858-1913), habiendo realizado una fotometría absoluta de 109 estrellas. La temperatura se determina a partir de los espectros utilizando la ley de Wien λmax.Т = b, donde b = 0.289782.107 Å. К es la constante de Wien. Betelgeuse (imagen del telescopio Hubble). En estrellas tan frías con T = 3000K, predomina la radiación en la región espectral roja. Los espectros de tales estrellas contienen muchas líneas de metales y moléculas. La mayoría de las estrellas tienen temperaturas de 2500 K<Т< 50000К Звезда HD 93129A (созв. Корма) самая горячая – Т= 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея), Мира (o Кита) – Т= 2300К e Возничего А - 1600 К.
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Clasificación espectral En 1866 Angelo Secchi (1818-1878, Italia) dio las primeras estrellas clásicas espectrales por color: blanco, amarillento, rojo. La clasificación espectral de Harvard se presentó por primera vez en el Catálogo de espectros estelares de Henry Draper (1837-1882, EE. UU.), Preparado bajo el liderazgo de E. Pickering (1846-1919) en 1884. Todos los espectros se organizaron de acuerdo con las intensidades de las líneas (más adelante en la secuencia de temperatura) y se designaron con letras en orden alfabético de estrellas calientes a frías: estrellas OBAFGK M. - catálogo HD.
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Clasificación espectral moderna La clasificación espectral más precisa está representada por el sistema MK creado por W. Morgan y F. Keenan en el Observatorio Yerkes en 1943, donde los espectros están dispuestos tanto en temperatura como en luminosidad de las estrellas. Adicionalmente se introdujeron clases de luminosidad, marcadas con números romanos: Ia, Ib, II, III, IV, V y VI, indicando respectivamente el tamaño de las estrellas. Las clases adicionales R, N y S indican espectros similares a K y M, pero con una composición química diferente. Entre cada dos clases, se han introducido subclases, denotadas por números del 0 al 9. Por ejemplo, el espectro del tipo A5 está en el medio entre A0 y F0. Las letras adicionales a veces marcan las características de las estrellas: "d" - una enana, "D" - una enana blanca, "p" - un espectro peculiar (inusual). Nuestro Sol pertenece a la clase espectral G2 V
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Luminosidad de las estrellas En 1856 Norman Pogson (1829-1891, Inglaterra) establece una fórmula para la luminosidad en términos de magnitudes M absolutas (es decir, desde una distancia de 10 pc). L1 / L2 = 2,512 M2-M1. El cúmulo abierto de las Pléyades contiene muchas estrellas calientes y brillantes que se formaron al mismo tiempo a partir de una nube de gas y polvo. La neblina azul que acompaña a las Pléyades es polvo disperso que refleja la luz de las estrellas. Algunas estrellas brillan más, otras más débiles. Luminosidad: el poder de radiación de una estrella es la energía total emitida por una estrella en 1 segundo. [J / s = W] Las estrellas emiten energía en todo el rango de longitud de onda L = 3.846.1026 W / s Al comparar una estrella con el Sol, obtenemos L / L = 2.512 M-M, o logL = 0.4 (M -M) Luminosidad de estrellas: 1,3.10-5L 11 diapositiva
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Tamaños de estrellas Determine: 1) Medición directa del diámetro angular de una estrella (para estrellas brillantes ≥2,5 m, estrellas cercanas,> 50 medidos) utilizando un interferómetro de Michelson. Por primera vez, el 3 de diciembre de 1920, se midió el diámetro angular de la estrella Betelgeuse (α Orion) = A. Michelson (1852-1931, EE. UU.) Y F. Pease (1881-1938, EE. UU.). 2) A través de la luminosidad de la estrella L = 4πR2σT4 en comparación con el Sol. Con raras excepciones, las estrellas se observan como fuentes puntuales de luz. Incluso los telescopios más grandes no pueden ver sus discos. Según su tamaño, las estrellas se dividen desde 1953 en: Supergigantes (I) Gigantes brillantes (II) Gigantes (III) Subgigantes (IV) Enanas de secuencia principal (V) Subenanas (VI) Enanas blancas (VII) Los nombres de enanos, gigantes y las supergigantes introdujeron a Henry Russell en 1913 y fueron descubiertas en 1905 por Einar Hertzsprung, introduciendo el nombre de "enana blanca". Dimensiones de las estrellas 10 km 12 diapositivas
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Masa de estrellas Una de las características más importantes de las estrellas, que indica su evolución, es la determinación de la trayectoria de vida de una estrella. Métodos de determinación: 1. Dependencia de masa-luminosidad L≈m3.9 2. Tercera ley de Kepler refinada en sistemas físicamente binarios Teóricamente, la masa de las estrellas es 0.005M 13 diapositiva
La naturaleza de las estrellas. Durante las observaciones del cielo estrellado, puede ver que el color de las estrellas es diferente. Por el color del metal caliente, se puede juzgar la temperatura de su fotosfera. El sol es una estrella amarilla. Las estrellas con una temperatura de 3500-4000K son de color rojizo. Los espectros de la mayoría de las estrellas son espectros de absorción: las líneas oscuras son visibles sobre el fondo del espectro continuo. La secuencia de clases espectrales refleja la diferencia de color y temperatura de las estrellas. La variedad de espectros estelares se explica por el hecho de que las estrellas tienen diferentes temperaturas. Además de la temperatura, la forma del espectro de una estrella está determinada por la presión y la densidad del gas en su fotosfera, la presencia de un campo magnético y las peculiaridades de su composición química. “Humanity in Space” - ¿Qué es la cosmización de la producción? “... Ahora las personas son débiles, pero incluso entonces están transformando la superficie de la Tierra. Problemas globales. Satélites artificiales de la Tierra. ¿Fue un accidente que el hombre entrara al espacio? "¡Adelante y solo hacia adelante!". Humanidad. E. Tsiolkovsky. "¡Atención, habla y muestra espacio!" "Origen del Universo": las galaxias están compuestas por cientos de miles de millones de estrellas. Gorchakova Tatyana 11 Clase "A". ¿Cómo surgió el universo? Creación del Universo por Dios en 6 días. El universo es un espacio en expansión lleno de una estructura esponjosa y grumosa. La teoría del Big Bang. Teorías sobre el origen del universo: Las estrellas están compuestas principalmente de hidrógeno. La estructura del universo. La edad del universo. Un universo infinitamente palpitante. Creacionismo. Objetivo: "Astronomía de planetas gigantes" - Titán. En total, Urano tiene 15 satélites conocidos.<- Силикатные соединения. Железное ядро. Уран. Ледяная кора Каллисто имеет очень большую толщину. Левитан Е. П. 2000 год. Интерес вызывает Миранда. "Planetas" - Acerca de Marte. Plutón es el dios del inframundo en la mitología griega. La composición de la Tierra está dominada por: hierro (34,6%), oxígeno (29,5%), silicio (15,2%), magnesio (12,7%). Fotos de Mercurio. Sobre la Tierra. Gracias al efecto invernadero, Venus se está calentando muchísimo. Lunas de Mercurio. Mercurio. Saturno, el sexto planeta desde el Sol, tiene un sistema de anillos asombroso. Características de Venus. "Hipótesis del origen del sistema solar" - Pero Laplace conocía y criticaba las suposiciones de su compatriota Buffon. Conjetura de Buffon. Petrova Regina, 11 cl. Todo el resto del desarrollo del Mundo tiene lugar sin la participación del Creador. ¿Qué es el sistema solar? Sistema solar. Hipótesis de Kant. Así aparecieron las primeras condensaciones de materia en el Caos. "Los planetas y sus satélites": la luna de Saturno, Febo, gira alrededor del planeta en la dirección opuesta. Solo la parte visible de la Luna se observa desde la Tierra. A la izquierda hay un basalto de 1,5 kilogramos de uno de los mares lunares. El manto promedio tiene unos 600 km de espesor. La superficie del satélite es ligera y refleja aproximadamente el 80% de la luz solar incidente. Japeto. La densidad del satélite es bastante alta: 3,04 g / cm3. Las rocas de la luna se solidificaron hace unos 4.400 millones de años. Los anillos de Urano son prácticamente negros: el albedo es 0.03. O-B-A-F-G-K-M y están dispuestos en una secuencia tal que al pasar de izquierda a derecha, el color de la estrella cambia de cercano a azul (clase O), blanco (clase A), amarillo (clase G), rojo (clase M). En consecuencia, en la misma dirección de una clase a otra, la temperatura de las estrellas disminuye. Dentro de cada clase, hay una división en 10 subclases más. El SUN pertenece a la clase espectral G2. Los radios de las estrellas se pueden determinar a partir de la fórmula para determinar la luminosidad de las estrellas. Habiendo determinado los radios de muchas estrellas, los astrónomos se han asegurado de que hay estrellas cuya difusión difiere marcadamente del tamaño del SOL. Los tamaños más grandes son en supergigantes. Sus radios son cientos de veces mayores que los del SOL. Las estrellas, cuyos radios son decenas de veces mayores que el radio del SOL, se denominan gigantes. Las estrellas de tamaño cercano al SOL o más pequeñas que el SOL son enanas. Entre las enanas hay estrellas que son más pequeñas que la TIERRA o incluso la LUNA. Se han descubierto estrellas de tamaños aún más pequeños. Dado que los tamaños de las estrellas difieren significativamente más que sus masas, las densidades medias de las estrellas son muy diferentes entre sí. En gigantes y supergigantes, la densidad es muy baja. Sin embargo, hay estrellas extremadamente densas. Estos incluyen pequeñas enanas blancas. Las enormes densidades de las enanas blancas se explican por las propiedades especiales de la materia de estas estrellas, que está representada por núcleos atómicos y electrones arrancados de ellos. Las distancias entre los núcleos atómicos en la materia de las enanas blancas deberían ser decenas de veces e incluso cientos de veces más pequeñas que en los sólidos y líquidos ordinarios. El estado de agregación en el que se encuentra esta sustancia no puede llamarse líquido ni sólido, ya que los átomos de las enanas blancas se destruyen. Esta sustancia se parece poco al gas o al plasma. Y, sin embargo, se considera "gas". A principios de este siglo, el astrónomo holandés E. Hertzsprung (1873-1967) y el astrónomo estadounidense G. Russell (1877-1957) descubrieron de forma independiente que existe una conexión entre los espectros de las estrellas y sus luminosidades. Esta dependencia, obtenida mediante la comparación de datos de observación, se representa mediante un diagrama. Cada estrella corresponde a un punto en el diagrama, que se llama diagrama de "espectro-luminosidad" o diagrama de Hertzsprung-Russell. La gran mayoría de estrellas pertenecen a la secuencia principal, desde supergigantes calientes hasta enanas rojas frías. Mirando la secuencia principal, puedes ver que cuanto más calientes son las estrellas relacionadas con ella, más luminosidad tienen. De la secuencia principal, los gigantes, supergigantes y enanas blancas se agrupan en diferentes partes del diagrama.Astronomía Grado 11
resúmenes de otras presentaciones 
NATURALEZA FÍSICA DE LAS ESTRELLAS
El color y la temperatura de las estrellas.
Espectros y composición química de las estrellas.
Luminosidad de las estrellas
Radios de estrellas.
Masas de estrellas
Densidades medias de estrellas.
Diagrama espectro-luminosidad
Información general sobre el SUN.
Datos SUN
Espectros y composición química de las estrellas.
Los astrónomos obtienen la información más importante sobre la naturaleza de las estrellas decodificando sus espectros. Los espectros de la mayoría de las estrellas, como el espectro del SOL, son espectros de absorción. Los espectros similares de estrellas se agrupan en siete clases espectrales principales. Se designan con letras mayúsculas del alfabeto latino:
Luminosidad de las estrellas
Las estrellas, como el SOL, emiten energía en el rango de todas las longitudes de onda de ondas electromagnéticas. La luminosidad (L) caracteriza el poder de radiación total de una estrella y representa una de sus características más importantes. La luminosidad es proporcional al área de la superficie de la estrella (o el cuadrado del radio) y la cuarta potencia de la temperatura efectiva de la fotosfera.
L = 4πR ^ 2T ^ 4
RADIO DE ESTRELLAS.
Masas de estrellas.
La masa de una estrella es una de sus características más importantes. Las masas de las estrellas son diferentes. Sin embargo, a diferencia de la luminosidad y el tamaño, las masas de las estrellas están confinadas dentro de límites relativamente estrechos: las estrellas más masivas suelen ser solo decenas de veces más grandes que el SOL, y las masas de estrellas más pequeñas son del orden de 0,06 MΘ.
Densidades medias de estrellas.
Diagrama espectro-luminosidad
INFORMACIÓN GENERAL SOBRE EL SOL
El SOL juega un papel excepcional en la vida de la Tierra. Todo el mundo orgánico de nuestro planeta debe su existencia al SOL.
El SOL es la única estrella del sistema solar, una fuente de energía en la Tierra. Esta es una estrella bastante común en el Universo, que no es única en sus características físicas (masa, tamaño, temperatura, composición química).
SOL: emite energía en varios rangos de ondas electromagnéticas.
La fuente de energía del SOL y las estrellas son las reacciones termonucleares que ocurren en sus intestinos.
DATOS SOLAR
Paralaje horizontal - 8.794 segundos
Distancia media desde la TIERRA 1.496 * 10 ^ 8 km
Diámetro lineal 1,39 * 10 ^ 6 km
Peso 2 * 10 ^ 30 kg
Densidad media 1,4 * 10 ^ 3 kg / m ^ 3
Aceleración de caída libre 274 m / s
Luminosidad 3.8 * 10 ^ 26 W
Magnitud aparente -26,8 ^ m
Magnitud absoluta + 4.8 ^ m
Clase espectral G2
Distancia del SOL al centro del GALAXY 10 ^ 4 pc
RECUERDA EL POEMA DE V. KHODASEVICH
LA ESTRELLA ESTÁ ARDIENTE, EL ÉTER ESTÁ TAMBIÉN, HAY UNA NOCHE EN EL VUELO DE ARROCS, ¿CÓMO NO AMAR ESTE MUNDO ENTERO, TU INCREÍBLE REGALO?
ME DASTE CINCO SENTIMIENTOS EQUIVOCADOS
ME DASTE TIEMPO Y ESPACIO,
JUEGA EN EL MAREVA DE LAS ARTES
MI ALMA ES CONSTANCIA.
Y YO CREO DE NADA
TUS MARES, DESIERTO, MONTAÑAS,
TODA GLORIA A TU SOL,
VISTAS TAN CEGADORAS.
Y DE REPENTE DESTRUYE LAS BROMAS
TODO ESTA LOCA SUERTE,
¿CÓMO SE DESPEGA UN NIÑO PEQUEÑO?
FORTALEZA CONSTRUIDA A PARTIR DE MAPAS.
