Зорі.Еволюція зір.

1)Яка відстань від Землі до найблищої зорі?

Відповідь: Найближча до Сонячної системи зірка - червоний карлик 12-ї зоряної величини Проксіма Центавра.Список найближчих до Землі зір відсортовано в порядку збільшення відстані. До нього увійшли зорі, розташовані в радіусі 5 парсек (16,308 світлових років) від Землі. Із Сонцем, наразі відомо 50 зоряних систем, які перебувають у межах цієї відстані. Загалом ці системи містять 65 зір та 4 коричневих карлика.

На сірому тлі показано зорі та коричневі карлики, видима зоряна величина яких більша 6,5, і які, відповідно, не можна побачити неозброєним оком. Спектральні класи показано тлом умовного кольору цих класів (ці кольори не відповідають спостережуваним кольорам зір та коричневих карликів). Деякі значення паралакса та відстані було отримано Консорціумом з дослідження найближчих зір (англ. Research Consortium on Nearby Stars, RECONS) і вони можуть бути лише попередніми результатами вимірів.

До списку потрапило лише 3 зірки, яскравіші 1-ї величини: α Центавра, Сіріус і Проціон. Ще одна яскрава близька зірка — Альтаїр — перебуває на відстані 5,14 пк від Сонця (приблизно 16,8 св. року). Інші близькі яскраві зірки можна знайти у відповідному списку.

2)Метод визначення відстані до найблищих зір?

Відповідь: Внаслідок річного руху Землі по орбіті близькі зірки трохи переміщуються відносно далеких «нерухомих» зірок. За рік така зірка описує на небесній сфері малий еліпс, розміри якого тим менше, ніж зірка далі. У кутовій мірі велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зірки видно 1 а. е. (велика піввісь земної орбіти), перпендикулярна напрямку на зірку. Цей кут (p), званий річним або тригонометричним параллаксом зірки, рівний половині її видимого зсуву за рік, служить для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника ЗСА, в якому відомий кут p і базис - велика піввісь земної орбіти .

Відстань r до зірки, що визначається за величиною її тригонометричного паралакса p, так само:

r = 206265''/ p (а. о),

де паралакс p виражений в кутових секундах. Малюнок 1. Визначення відстані до зірки методом паралакса (А - зірка, З - Земля, С - Сонце).

Для зручності визначення відстаней до зірок за допомогою паралаксів в астрономії застосовують спеціальну одиницю довжини - парсек (пс). Зірка, що знаходиться на відстані 1 пс, має паралакс, рівний 1''. Згідно вищеназваної формулою, 1 пс = 206265 а. е. = 3,086 · 10 18 см.

Поряд з парсеків застосовується ще одна спеціальна одиниця відстаней - світловий рік (тобто відстань, яку світло проходить за 1 рік), він дорівнює 0,307 пс, або 9,46 · 10 17 см.

2)Що таке парсек?

Відповідь: - відстань, на яку велику піввісь земної орбіти, перпендикулярну до променя зору, видно під кутом .

3)Сонце-це зоря другого покоління.

Зорі першого покоління формувалися в той час, коли навколишнє середовище складалося на три чверті з водню і на одну чверть з гелію. Наприкінці свого існування ці зорі, руйнуючись, збагачували середовище й більш важкими елементами, що утворилися в їхніх надрах у процесі термоядерного синтезу. Тому в зорях другого покоління повинно міститися більше важких елементів. Якщо виходити з цієї ознаки, то наше Сонце належить, очевидно, до зір другого покоління.

4)Зміна блиску.

Зміна блиску тіла Сонячної системи зазвичай викликано його обертанням навколо власної осі, і крива блиску дозволяє встановити період обертання.

У змінних зір зміна блиску часто пов'язано з пульсаціями зірки, з рухом навколо неї менш яскравої зірки-компаньйона (затемнена змінність) і з іншими причинами. Крім того, порівняно слабкі зміни блиску зірки можуть свідчити про наявність у неї планет, тому аналіз кривої блиску лежить в основі транзитного методу пошуку екзопланет.Для деяких зірок змінність можна визначити неозброєним оком, щоб отримати криві блиску багатьох інших досить інструментів аматорської астрономії. За кривої блиску зірки можна визначити чимало параметрів зірок. Наприклад, для затемнених змінних - період обертання, тривалість затемнення і його повної фази, ставлення блиску компонентів, ставлення їх температур, ставлення радіуса зірки до радіусу відносної орбіти для кожного з компонентів [1]. При наявності у зірки планети, а також для малих тіл Сонячної системи амплітуда зміни блиску становить лише долі відсотка від середньої величини блиску. Тому в таких випадках зняття кривої блиску вимагає використання більших телескопів.