Звезды, их характеристики, источники энергии

💸 Как сделать бизнес проще, а карман толще?

Тот, кто работает в сфере услуг, знает — без ведения записи клиентов никуда. Мало того, что нужно видеть свое раписание, но и напоминать клиентам о визитах тоже. Проблема в том, что средняя цена по рынку за такой сервис — 800 руб/мес или почти 15 000 руб за год. И это минимальный функционал. Нашли самый бюджетный и оптимальный вариант: сервис VisitTime.
⚡️ Для новых пользователей первый месяц бесплатно. А далее 290 руб/мес, это в 3 раза дешевле аналогов. За эту цену доступен весь функционал: напоминание о визитах, чаевые, предоплаты, общение с клиентами, переносы записей и так далее.
✅ Уйма гибких настроек, которые помогут вам зарабатывать больше и забыть про чувство «что-то мне нужно было сделать».
Сомневаетесь? нажмите на текст, запустите чат-бота и убедитесь во всем сами!

Более 90% видимого вещества Вселенной сосредоточено в звездах. Именно звезды и планеты были первыми объектами астрономических исследований. Однако процессы эволюции звезд и их внутреннее строение были поняты сравнительно недавно. Начальной точкой в создании теории строения звезд и процессов, протекающих в них, можно считать 1926 год - год выхода в свет книги А. Эддингтона «Внутреннее строение звезд».

Астроном - наблюдатель видит абсолютное большинство звезд даже в самые сильные телескопы в виде точечных источников света. Пожалуй, лишь диск нашего солнца позволяет реально наблюдать процессы, происходящие на поверхности звезды. В отличие от планет, из-за огромных расстояний, атмосферных флуктуаций, т.е. нарушения однородности и спокойствия атмосферы и других причин нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Получается «ложное» изображение звезды, угловые размеры которой редко бывают меньше одной секунды дуги, а должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги. Поэтому звезда даже в самый большой телескоп не может быть полностью изучена. Можно измерять только потоки излучения от звезд в разных участках спектра.

Характеристики звезд. Основными характеристиками звезд являются:

абсолютная величина, характеризующая ее светимость,

Одна из основных характеристик звезды - светимость определяется, если известна видимая величина и расстояние до нее.

Очень важную информацию о звездах, об их химических свойствах, температуре дает изучение спектров звезд. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам.

В 1900 г. американский астроном Пикеринг ввел понятие спектрального класса звезды. Спектральные классы звезд обозначаются буквами латинского алфавита O, В, А, F, G, К, М (знающие английский могут их легко запомнить с помощью шутливой мнемонической фразы: “O, Be A Fine Girl, Kiss Me”). Позднее перед классом А был добавлен класс W, а в конце добавлены дополнительные классы R, N, S. Эта система оказалась недостаточно точной, и астрономы разделили каждый интервал в этой последовательности еще на 10 частей – подклассов (например: наше Солнце –это звезда класса Gподкласса 2). Звезда, имеющая больший номер спектрального класса, имеет меньшую температуру поверхности. Таким образом, Солнце, по сравнению с классами O, В, А, F имеет «небольшую» температуру, но в своем классе G – оно является довольно горячей звездой. По цвету звезды можно оценить ее температуру. Так, звезды красного цвета (М) имеют температуруповерхности около 4000 К. Оранжевые звезды имеют более высокую температуру. Желтое солнце (G) нагрето уже до 6000 К, а горячие звезды с температурами больше 10 тыс. К видятся нам белыми и голубыми. Температуры звезд спектрального класса О достигают 40000 - 50000 К. Таким образом, спектральный класс звезды, или ее цвет, характеризует и ее температуру.

Очень важными характеристиками звезды являются ее радиус и масса. Масса оценивается обычно в долях от массы Солнца, например, 1, 2 Мс, т.е. в 1, 2 раза больше массы Солнца.

Источником энергии звезд типа солнца является так называемая протон-протонная реакция – термоядерная реакция синтеза гелия из водорода, которая протекает при высоких температурах (порядка 10¹³К). При таких температурах атомы теряют свои электронные оболочки и протоны (ядра водорода), благодаря так называемому туннельному эффекту, сталкивается с другим протоном, преодолевая силы кулоновского отталкивания – потенциальный энергетический барьер, окружающий его. При столкновении один из протонов превращается в нейтрон и, таким образом, рождается ядро тяжелого водорода – дейтерия с высвобождением позитрона е⁺ и нейтрино n. Далее, ядро дейтерия, соединяясь с протоном, образует ядро легкого изотопа гелия и гамма квант g. Окончательная реакция – слияние ядер легкого гелия и высвобождение двух протонов.