22. Внутреннее строение звёзд. Условия существования материи в недрах звёзд

Привет, Вы узнаете о том , что такое 22. Внутреннее строение звёзд. Условия существования материи в недрах звёзд, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое 22. Внутреннее строение звёзд. Условия существования материи в недрах звёзд , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.

22.1. Уравнение гидростатического равновесия. Передача тепла конвекцией и излучением.

22.2. Давление и температура в недрах звезд.

Физика звезд — раздел астрофизики, изучающий физическую сторону звезд (масса, плотность и так далее). Понимание процессов рождения и смерти звезд требует приложения почти всех подразделов современной физики

В настоящее время существует множество изученных звезд, каждая из которых уникальна и отличается от других своими параметрами (размерами, массой, плотностью, цветом и прочими). Говоря о физических данных звезд, невозможно обойти стороной способы получения этих данных. Размеры звезд можно определять несколькими способами. Первый способ — это применение оптического интерферометра с дальнейшим использованием полученных данных в вычислении размера по формулам. Недостатком такого способа является отсутствие точных данных о радиусе изучаемой звезды. Такой способ сложно использовать для звезд, находящихся вдали от нашей планеты. Для определения размеров многих других звезд применяется второй способ. В вычислении данных используется спутник нашей планеты — Луна. Именно она закрывает исследуемую звезду, постепенно перекрывая ее свет. В это время фиксируется так называемый угловой размер звезды, после чего высчитывается истинный размер звезды с использованием данных о расстоянии до нее. Существует также третий способ вычисления размеров. Заключается он в теоретическом расчете размера звезды, исходя из оценок полной светимости и температуры по закону Стефана — Больцмана. Как упоминалось ранее, каждая звезда уникальна по-своему. Если разделить все звезды по их размерам, то можно говорить о звездах-карликах, звездах-гигантах, размер которых сравним с размером Солнечной системы, и остальных звездах Главной последовательности, которые составляют большинство.

Масса звезд как объект исследования представляет очень важную характеристику. Масса различается в зависимости от количества вещества, находящегося в звезде. Соответственно от количества вещества меняется и давление, температура и многие-многие другие факторы. В настоящее время астрономия не располагает методом прямого и независимого определения массы изолированной звезды. Для звезд главной последовательности установлено, что чем больше масса, тем выше светимость звезды. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. А вообще массы звезд, от самой большой до самой маленькой, различаются всего в несколько сот раз.

Плотность звезд зависит в большей степени от размера звезды. Вспомним общеизвестное правило (источник?), что у звезд-гигантов и сверхгигантов плотность намного меньше (5..10 мг/м3), чем у средних и маленьких звезд. Лидерами по плотности являются звезды карлики (их плотность варьируется от 900 до 1011 кг/м3). Большую разбежку в плотности можно объяснить весьма интересными свойствами веществ этих звезд. Дело в том, что электроны звездного вещества оторваны от атомов ядер. А агрегатное состояние этого вещества сложно отнести к какому-либо агрегатному состоянию. Ведь это и не жидкое, и не твердое состояние, но, тем не менее, его принято считать газообразным.

При помощи использования современных телескопов, стало возможно разделение звезд в зависимости от их яркости на 24 группы. Ранее было принято делить звезды только лишь на шесть групп. За единицу измерения яркости звезд принять считать латинскую букву «m», сокращенное слово «magnitude», что в переводе с латинского означает «величина». Самые яркие звезды относят к звездам первой величины (1m). Звезды с меньшей яркостью относят к 2m. Дальнейшее деление яркости звезд происходит по нисходящей (то есть самые слабые звезды относят к группе 24m).

В 2017 году был найден коричневый карлик с температурой 27 °C .

Магнитное поле Солнца производит корональные выбросы массы. Фото NOAA

Звездное магнитное поле — магнитное поле, создаваемое движением проводящей плазмы внутри звезд главной последовательности. Это движение создается путем конвекции, которая является одной из форм переноса энергии из центра звезды к ее поверхности с помощью физического перемещения материала. Локальные магнитные поля воздействуют на плазму, в результате чего намагниченные области поднимаются по отношению к остальной части поверхности, и могут достичь даже фотосферы звезды. Этот процесс создает звездные пятна на поверхности звезды (по аналогии с солнечными пятнами), и связанное с этим появление корональных петель .

Пузырь звездного ветра (астросфера) — эта область объема пространства звездной системы, в котором звездный ветер звезды (или звезд) имеет положительную скорость по направлению от своей звезды. Извне астросфера условно ограничена бесстолкновительной ударной волной, определяемой балансом давлений звездного ветра с одной стороны, с другой — давлением магнитного поля и межзвездной среды . Гелиосфера является частным случаем астросферы.

Область может иметь несколько световых лет в поперечнике у массивной звезды классов O, B, звезд Вольфа — Райе. Она ограничиваться горячим газом межзвездной среды в зоне ударной волны, который нагревается высокой скоростью звездного ветра (до нескольких тысяч км/с (у молодых и горячих звезд). Также газ изнутри системы «выдувается» ветром наружу. Астросфера менее горячих звезд (например, Солнца) мало нагревает межзвездный газ.

Астросферы имеют структуру с двумя ударными волнами : область, на которой происходит замедление ветра носит название граница ударной волны; область, вдоль которой уравновешивается давление ветра и межзвездной среды, то есть на которой ветер теряет скорость полностью, называется астропаузой (по аналогии с гелиопаузой); граница, на которой происходит столкновение и смешивание межзвездной среды с набегающим звездным ветром — головная ударная волна. Газ в зоне граница ударной волны может нагреваться до 10⁶ K и порождать рентгеновское излучение из-за своей ионизации до плазменного состояния.

Сам пузырь не имеет формы шара. С одной стороны он вытянут, а с другой сжат, в зависимости от направления вращения звездной системы вокруг галактического центра галактики и от плотности близлежащих звезд и их энергетической мощности.

При высокой плотности межзвездного газа и пыли или при наличии ранее сброшенной звездной оболочки, образуются наблюдаемые с Земли туманности, созданные ударными волнами (например, туманность Полумесяц).

Существуют также «суперпузыри», так называемые области H II — полости, поперечником до нескольких сотен световых лет, образованные в межзвездном газе под действием звездного ветра скоплений крупных молодых звезд.

Например, объект, обозначаемый как N44F, расположен приблизительно в 160 тысячах световых лет от Земли в соседней карликовой галактике Большое Магелланово облако (в направлении на южное созвездие Золотая Рыба). N44F раздувается потоками звездного ветра от экстремально горячей звезды, «захороненной» когда-то в холодном плотном облаке.

туманность Полумесяц

туманность Шлем Тора

Сверхпузырь N70 (также Henize 70 или DEM301) в галактике Большое Магелланово Облако.

Сверхпузырь — это область межзвездного пространства, наполненная раскаленным газом, имеющая пониженную плотность по сравнению с окружающей средой и достигающая в поперечнике нескольких сотен световых лет. В отличие от пузырей звездного ветра, создаваемых одиночными звездами, сверхпузыри образуются вокруг OB-ассоциаций, располагающихся внутри молекулярных облаков. Звездный ветер от OB-звезд и энергия от взрывов сверхновых разогревают вещество сверхпузырей до температур порядка 10⁶ K . Старые сверхпузыри, имеющие более плотную пылевую внешнюю оболочку и более разреженное и холодное внутреннее пространство, называются также супероболочками. Солнечная система расположена рядом в центром старого сверхпузыря, известного как Местный пузырь, границы которого можно определить по внезапному повышению пылевой экстинкции на расстояниях больше нескольких сотен световых лет.

Основной метод изучения звезд — исследование их спектров. Многочисленные темные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. Спектры звезд можно разделить на несколько основных классов.

В 1950-х годах по Гарвардской классификации выделялось семь спектральных классов, обозначенных латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. При движении по ряду слева направо изменяется цвет звезды: O — голубой, А — белый, G — желтый, М — красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура звезд. Позже был добавлен новый класс W.

Самые горячие звезды — звезды класса W. Температура их поверхности достигает 100000 К. Их цвет — голубой. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . Голубые также звезды класса O. Их температура от 50000 К (кельвинов) и ниже. Голубовато-белые звезды класса B имеют температуру 12000 — 25000 К; белые звезды класса А — 11000 К. Желтые звезды классов F и G и желтовато-оранжевые класса К имеют температуру порядка 4500 К. И, наконец, самые холодные звезды — красные звезды класса М с температурой ниже 3600 К.

Главный процесс, проходящий в недрах звезд называется термоядерный синтез. Термоядерный синтез — это разновидность ядерной реакции, при которой легкие атомные ядра объединяются в более тяжелые за счет кинетической энергии их теплового движения.

При изучении процессов проходящий в недрах звезд был проделан опыт по слиянию двух или более ядер легких элементов. В итоге это привело к тому, что в момент слияния высвобождается огромное количество энергии. В связи с этим был сделан вывод, что внутри звезд протекает постоянный процесс термоядерного синтеза, который служат неисчерпаемым источником энергии звезд. Так же стоит отметить, о воздействии температуры на проходящие реакции внутри звезд. При предельно низких температурах происходит всего два вида реакции: «протон — протонная цепочка» и «углеродно-азотный цикл». Каждая из этих реакций приводит к превращению водорода в гелий с выделением огромного количества энергии. При высоких же температурах преобладает протон — протонная цепочка и углеродно-водородный цикл. Происходящие в звездах реакции позволяют объяснить элементный состав нашей вселенной, которая состоит примерно из водорода и гелия, а содержание остальных элементов составляет доли процента.

Срок жизни каждой звезды напрямую зависит от ее массы. Если взять за единицу измерения массы звезды — массу Солнца, то можно сказать, что звезда с массой больше в два, три раза будет существовать 15-25 миллионов лет. Больше масса звезды, меньше срок ее жизни.

Звездный нуклеосинтез — собирательное понятие для ядерных реакций образования элементов тяжелее водорода, внутри звезд, а также, в незначительной степени, на их поверхности.

Звездная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение ее жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла . В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.

Эволюция звезды класса G на примере Солнца.

В этот период структура звезды начинает меняться. Ее светимость растет, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).

Изучение звездной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звездах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому ученые изучают множество звезд, каждая из которой находится на определенной стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звезд с использованием вычислительной техники.

p-процесс — термоядерная реакция, происходящая, в частности, при коллапсе ядра сверхновой звезды, и ответственная за происхождение некоторых богатых протонами атомных ядер тяжелее железа.

r-Процесс или быстрый процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжелых ядер из более легких путем последовательного захвата нейтронов в ходе (n,γ) реакций.

Захват нейтронов продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов (n,γ) выше, чем темп распада изотопа. Затем атом претерпевает β⁻-распад и захват нейтронов продолжается.

rp-Процесс — процесс захвата быстрых протонов атомным ядром. Является одним из процессов нуклеосинтеза, ответственных за рождение многих элементов тяжелее железа, встречающихся во Вселенной. В отличие от s- и r- процессов, rp-процесс проходит в ядрах, богатых протонами. Верхний предел rp-процесса (наиболее тяжелые ядра, которые могут быть получены в ходе реакции) пока точно не установлен, однако последние исследования^{[источник не указан 5030 дней]} говорят о том, что в нейтронных звездах он не может идти дальше теллура из-за торможения α-распадом. Этот факт позволяет сказать, что наиболее массивным элементом, который может получиться в результате rp-процесса, является ¹⁰⁵Te — легчайший изотоп, для которого наблюдается α-распад (хотя другие, более легкие, изотопы теллура также, возможно, подвержены α-распаду).

s-Процесс или медленный процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжелых ядер из более легких путем последовательного захвата нейтронов. Характерное время протекания s-процессов много больше периода β-распада, поэтому в них включаются либо стабильные ядра, либо β⁻-радиоактивные ядра, имеющие большие периоды полураспада. Исходным элементом в s-процессе служит изотоп железа ⁵⁶Fe.

Горение кремния — последовательность термоядерных реакций, протекающая в недрах массивных звезд, в ходе которой происходит превращение ядер кремния в ядра более тяжелых элементов. Для данного процесса необходимо наличие высокой температуры (4⋅109 K) и плотности (1⋅105÷6 г/см³).

Переменная звезда типа α² Гончих Псов — тип вращающихся переменных звезд. Это звезды главной последовательности спектральных классов B8p-A7p. Они обладают сильными магнитными полями, их атмосферы химически-пекулярны — в спектрах присутствуют аномально усиленные линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов. Интенсивности спектральных линий подобных звезд меняются вместе с напряженностью магнитного поля. Периодичность этих изменений совпадает как с периодом вращения звезды, так и с периодом изменения блеска, лежащим в пределах от 0,5 до 160 дней. Амплитуды изменения блеска составляют от 0,01 до 0,1 звездной величины .

Прототипом класса переменных звезд является звезда Сердце Карла (α² Гончих Псов), изменяющая свою яркость на 0,14m с периодом 3,47 дня . Из ярких звезд к этому типу относятся Алиот (ε Большой Медведицы) и Альферац (α Андромеды).

В классификации 4-го издания Общего каталога переменных звезд этот тип звезд обозначается ACV .

Фазовая кривая блеска в фильтре V переменной звезды типа Дельта Щита с большой амплитудой (0,6^m) периода ≈0,1 дня из созвездия Рака, по ПЗС-наблюдениям^[10].

Переменная типа δ Щита — переменная звезда, светимость которой резко меняется из-за радиальных и нерадиальных пульсаций поверхности звезды.

Так художник представляет себе вспышку на звезде EV Ящерицы

Переменные типа BY Дракона — переменные звезды главной последовательности поздних спектральных классов, обычно K или M. Прототипом данной категории звезд является BY Дракона. Вариации их блеска возникают из-за вращения, поскольку на их поверхности находятся пятна, аналогичные солнечным, но занимающие намного бо́льшую площадь, а также из-за хромосферной активности. Амплитуда яркости обычно не превышает 0,5 звездной величины, а характерная продолжительность циклов равна периоду вращения звезды (от нескольких часов до нескольких месяцев). Некоторые из этих звезд демонстрируют переменность других типов — например, испытывают вспышки, характерные для переменных типа UV Кита; в таких случаях они относятся также и к этому типу. Ярким примером такой звезды является EV Ящерицы.

Кривая блеска звезды RR Лиры: зависимость видимой звездной величины от фазы пульсации.

Переменные типа RR Лиры — тип радиально пульсирующих переменных звезд, гигантов спектральных классов А — F, лежащих на горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела, с периодами, заключенными в пределах от 0,2 до 1,2 дня, и амплитудами изменения блеска от 0,2^m до 2^m. Прототипом этих переменных стала RR Лиры.

По традиции переменные типа RR Лиры иногда называют короткопериодическими цефеидами или переменными шаровых скоплений. В большинстве случаев входят в сферическую составляющую Галактики, встречаются (иногда в большом количестве) в некоторых шаровых скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд лет, принадлежат к самым старым представителям звездного населения Галактики. Количество известных звезд такого типа превышает 6 тыс. и они являются самым многочисленным подтипом переменных.
Как у цефеид, максимум скорости расширения поверхностных слоев этих звезд практически совпадает с максимумом их блеска. Однако, в отличие от цефеид, это более старые звезды и они относительно маломассивны (немного больше половины солнечной массы). Средняя абсолютная звездная величина — 0,75^m, то есть они ярче Солнца в 40-50 раз. Известны случаи переменности как формы кривой блеска, так и периода (эффект Блажко).
Отношение между периодом переменности и абсолютной звездной величиной делает их хорошими кандидатами в стандартные свечи для относительно близких объектов, в пределах Млечного пути. Они очень часто используются для изучения шаровых звездных скоплений. Плохо подходят для изучения внешних галактик в силу их малой светимости.

Переменные типа RR Лиры делятся на три подтипа:

• RRab — переменные с асимметричной кривой блеска (крутой восходящей ветвью), периодами от 0.3 до 1.2 дней и амплитудами от 0.5^m до 2^m (RR Лиры). Первоначально исследователи выделяли отдельные подтипы RRa и RRb, отличающиеся крутизной восходящей ветви, но дальнейшие исследования не выявили между ними четкой грани. В ОКПЗ они объединены.
• RRc — переменные с почти симметричными, иногда синусоидальными, кривыми блеска с периодами от 0.2 до 0.5 дней и амплитудами, не превышающими 0.5^m (SX UMa). В современной теории звездных пульсаций считается, что в отличие от подтипа RRab (пульсирующего в основном тоне) звезды подтипа RRc пульсируют в обертоне.
• RR(B) — переменные, характеризующиеся наличием двух одновременно действующих мод пульсации — основного тона с периодом P₀ и первого обертона с периодом Р₁ (AQ Льва). Отношение Р₁/Р₀ ≈ 0.745.

Переменные типа RS Гончих Псов — эруптивные переменные звезды. К этому типу относятся тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к периоду обращения, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2^m.

Первым, кто выделил эти переменные в отдельный класс, был Отто Струве в 1946 году. В 1974 американский астроном Оливер (Oliver D.S.) определил набор визуальных характеристик переменные типа RS Гончих Псов и 1976 американский астроном Халл (Hall), основываясь на них разделил эти системы на пять групп)^[11]:

• I. Периодические системы. Период обращения от 1 до 14 дней. Более горячий компонент спектрального класса F или G и класс светимости V или IV. Четко выражены спектральные линий Ca II Н и К, в то время когда компоненты не затмевают друг друга.
• II. Короткопериодические системы. Период обращения менее 1 дня. Более горячий компонент спектрального класса F или G и класс светимости V или IV. Спектральные линии Ca II Н и К присутствует в спектре одного или обоих компонентов.
• III. Долгопериодические системы. Период обращения более 14 дней. Один из компонентов спектрального класса G или K и класс светимости II, III или IV. Четко выражены спектральные линий Ca II Н и К, в то время когда компоненты не затмевают друг друга.
• IV. Вспыхивающие звезды. Более горячий компонент спектрального класса dKe или dMe, в его спектре четко выражены спектральные линий Ca II Н и К,
• V. Системы типа Т Тельца. Более горячий компонент — белый карлик. Более холодный компонент принадлежит к спектральному классу G или K, в его спектре четко выражены спектральные линий Ca II Н и К,

Кривая блеска переменные типа RS Гончих Псов демонстрирует квазипериодическую структуру. На кривой присутствуют плато. В 1979 году американские астрономы Итон (Eaton) и Халл (Hall) предложили простейший механизм образования плато — «звездные пятна», то есть холодные крупные области на поверхности звезды по аналогии с солнечными пятнами. Подобные пятна в настоящее время обнаружены косвенными методами у многих звезд^[12].

Хромосферная активность выявляется по присутствию спектральных линий Ca II Н и К, а также по серии Балмера или Hα. По аналогии с Солнцем можно предположить, что эта активность связана с мощными магнитными полями и пятнами на поверхности звезды.

Некоторые переменные типа RS Гончих Псов являются источниками рентгеновского и радиоизлучения. Радиоизлучение не связано с температурой поверхности и может служить указателем на мощные магнитные поля. Рентгеновское излучение L_x >> 10²⁴ ватт. Такое мощное излучение, по аналогии с Солнцем, может быть интерпретировано как свидетельство весьма горячей короны: T ~ 10⁷ K.

Переменные типа W Девы — пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики с периодами примерно от 0,8 до 35 дней и амплитудами от 0,3^m до 1,2^m. Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа δ Цефея. При одинаковом периоде переменные типа W Девы на 0,7—2^m слабее переменных типа δ Цефея. Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от кривых блеска цефеид соответствующих периодов либо амплитудой, либо наличием горбов на нисходящей ветви, перерастающих иногда в широкий плоский максимум. Встречаются в старых шаровых скоплениях и на высоких галактических широтах. Делятся на подтипы:

• CWA — переменные типа W Девы с периодами больше 8 дней (W Девы);
• CWB — переменные типа W Девы с периодами меньше 8 дней (BL Геркулеса).

По традиции переменные типов W Девы нередко также называют цефеидами, так как часто (при периодах от 3 дней до 10 дней) по виду кривой блеска бывает невозможно отличить переменные этих типов друг от друга. Однако в действительности это совершенно разные объекты, находящиеся на разных этапах эволюции. Переменные типа W Девы принадлежат ко второму поколению звезд (популяция II), то есть они появились из материала звезд первого поколения и имеют довольно малую металличность. Одно из существенных спектральных отличий звезд типа W Девы от цефеид состоит в том, что в спектрах первых в некотором диапазоне фаз наблюдаются эмиссии в водородных линиях, а в спектрах цефеид — в линиях Н и К Ca II. Именно недооценка этих особенностей привела к тому, что Эдвин Хаббл неверно применил формулы для классических цефеид, чтобы оценить расстояние до Туманности Андромеды, тем самым занизив его.

Прототипом этих переменных является W Девы.

Переменные типа альфы Лебедя принадлежат к классу переменных звезд с ярко выраженными нерадиальными пульсациями. Эти звезды являются сверхгигантами спектральных классов B или A. Вариации яркости порядка 0,1 звездной величины (10 % яркости) с периодами от нескольких дней до нескольких недель. Эти вариация часто выглядят нерегулярными из-за биений, то есть наложения множества пульсаций с близкими периодами.

Прототипом данного класса звезд послужил Денеб (альфа Лебедя), чьи пульсации яркости лежат в диапазоне от +1,21^m до +1,29^m.

Фильтры в фотометрической системе u’g’r’i’z'

Фотометрическая система u’g’r’i’z' — астрономическая широкополосная пятицветная фотометрическая система. Разрабатывается для каталога SDSS. На конец 2009 года существуют фотометрические стандарты только для северного полушария.

UBV-изображение, сделанное в лоуэлловской обсерватории, в котором голубой цвет представляет U-диапазон (ультрафиолет), зеленый цвет — B-диапазон (синий) и красный цвет — V-диапазон (видимый свет).

Система UBV (система Джонсона или система Джонсона — Моргана) — наиболее широко используемая широкополосная фотометрическая система. Разработана в 1950-х годах американскими астрономами Гарольдом Л. Джонсоном и Уильямом У. Морганом для классификации звезд в зависимости от их цвета^[13].

В этой системе звездные величины измеряются в трех широких полосах спектра, названных U (ultraviolet — ультрафиолетовый), B (blue — синий) и V (visual — визуальный). Максимум чувствительности этих полос лежит на длинах волн 350, 430 и 550 нм соответственно. Выбор цветов из голубой части спектра был сделан потому, что фотопленки того времени были наиболее чувствительны в этой области спектра. Звездные величины определяются таким образом, что для звезд спектрального класса A0 V без межзвездного покраснения все три величины равны друг другу. Таким образом, у таких звезд показатели цвета B-V и U-B — разности звездных величин в разных полосах — равны нулю^[14].

Показатели цвета (U-B) и (B-V), можно использовать для определения некоторых физических свойств отдельных звезд или их групп. Наиболее часто используется разность (B-V), причем B и V, если говорить очень упрощенно, соответствуют фотографической и визуальной звездным величинам. Показатель цвета (B-V) удобен потому, что для большинства звезд он относительно быстро и легко измеряется, оставаясь хорошим индикатором спектрального класса. Это одна из переменных, используемых при построении диаграммы цвет-звездная величина (диаграмма Герцшпрунга — Рассела). Чтобы расширить возможности метода, в 1965 г. Джонсон предложил использовать дополнительно еще несколько полос в инфракрасной части спектра (от 0,7 до 10,2 мкм). Они были названы R, I, J, H, K, L, M и N.

Система UBV имеет ряд недостатков. Коротковолновая отсечка фильтра U определяется главным образом земной атмосферой, а не самим фильтром. Таким образом, наблюдаемые величины могут изменяться с высотой и переменой атмосферных условий. Тем не менее в этой системе было сделано много измерений, в том числе и многих ярких звезд^[15].

Космическая рентгеновская обсерватория «Чандра» (космический телескоп «Чандра») — космическая обсерватория, запущенная НАСА 23 июля 1999 года (при помощи шаттла «Колумбия») для исследования космоса в рентгеновском диапазоне. Названа в честь американского физика и астрофизика индийского происхождения Чандрасекара, который преподавал в университете города Чикаго с 1937 года до своей смерти в 1995 году и был известен, в основном, своими работами о белых карликах.

Чандра — третья обсерватория из четырех запущенных НАСА в конце 20 начале 21 века. Первым был телескоп Хаббл, вторым Комптон и четвертым Спитцер.

Обсерватория была задумана и предложена НАСА в 1976 году Риккардо Джаккони и Харви Тананбаумом как развитие запускаемой в то время обсерватории HEAO-2 (Эйнштейн). В 1992 году, ввиду уменьшения финансирования, конструкция обсерватории была значительно изменена — были убраны 4 из 12 запланированных рентгеновских зеркала и 2 из 6 запланированных фокальных приборов.

Взлетная масса AXAF/Чандра составляла 22 753 кг, что является абсолютным рекордом массы, когда-либо выведенной в космос космическими челноками шаттлами. Основную массу комплекса «Чандра» составляла ракета, позволившая вывести спутник на орбиту, апогей которой составляет приблизительно треть расстояния до Луны.

Станция проектировалась на период работы, равный 5 годам, однако 4 сентября 2001 года в НАСА было принято решение продлить срок службы на 10 лет, благодаря выдающимся результатам работы.

.

• Астрохимия – изучение молекул во Вселенной и их реакций.
• Астрономические обсерватории
• Астрономическая спектроскопия – раздел астрономии, использующий спектроскопию для измерения спектра электромагнитного излучения.
• Астрофизика частиц – Раздел физики частиц
• Гравитационно-волновая астрономия – Раздел астрономии, использующий гравитационные волны.
• Диаграмма Герцшпрунга-Рассела – диаграмма рассеяния звезд, показывающая связь светимости с классификацией звезд.
• Астрономия высоких энергий – изучение астрономических объектов, испускающих высокоэнергетическое электромагнитное излучение.
• Важные публикации по астрофизике
• Нейтринная астрономия – Наблюдение за маломассивными звездными частицами
• Хронология гравитационной физики и теории относительности
• Хронология знаний о галактиках, скоплениях галактик и крупномасштабной структуре
• Хронология белых карликов, нейтронных звезд и сверхновых

Исследование, описанное в статье про 22. Внутреннее строение звёзд. Условия существования материи в недрах звёзд, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое 22. Внутреннее строение звёзд. Условия существования материи в недрах звёзд и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия