Lebenszeit der Sterne. Lebenszyklus eines Sterns – Beschreibung, Diagramm und interessante Fakten

Sterne sind leuchtende Himmelskörper aus Gasen, die am Nachthimmel funkeln. Unsere Sonne ist einer von etwa 100 Billionen (eins gefolgt von 18 Nullen) Sternen im Universum. Jede Chemikalie in Ihrem Körper – von Kalzium in Ihren Knochen bis hin zu Zink in Ihren Haaren – wird im heißen Inneren von Sternen gebildet!

Wie weit sind die Sterne entfernt?

Es gibt Milliarden Sterne im Universum. Die Entfernung zum nächsten Stern beträgt mehr als 4 Lichtjahre. Die Sterne, die man durch ein Teleskop sehen kann, sind Tausende von Lichtjahren entfernt. Dank der Lichtgeschwindigkeit sehen wir, wie nahe Sterne vor einigen Jahren und entfernte Sterne vor mehreren tausend Jahren aussahen.

Warum haben die Sterne verschiedene Farben?

Wenn Sie die Sterne durch ein Fernglas oder ein Teleskop betrachten, können Sie erkennen, dass die Sterne rot, gelb und blau sind. Die Farbe ist ein Indikator für die Temperatur von Sternen. Die Oberflächentemperatur der kältesten roten Sterne beträgt 2500–3500 K (Kelvin), der gelben etwa 5500 K und der blauen 10.000–50.000 K.

Was ist eine Konstellation?

Bei einem Sternbild handelt es sich um mehrere Sterne, die in einer Gruppe vereint sind und den Umriss eines erkennbaren Objekts bilden, nach dem das Sternbild benannt ist. Es sind 88 Sterngruppen oder Sternbilder bekannt. Viele von ihnen sind nach Helden aus Mythen und Legenden benannt.

Sternhalbkugeln.

Die Erde wird in der Mitte durch eine imaginäre Linie geteilt, die Äquator genannt wird. Ob wir uns auf der Nord- oder Südhalbkugel befinden, hängt davon ab, wo wir uns befinden, ob über oder unter dem Äquator. Unsere Position auf der Erde bestimmt, welche Sterne wir sehen. Manche Sterne sind nur von der Nordhalbkugel aus zu sehen. Beispielsweise sehen Bewohner der südlichen Hemisphäre den Nordstern nicht.

Auf der Nordhalbkugel können Sie mehrere berühmte Sternbilder sehen: Pegasus, Cygnus, Cassiopeia, Bootes, Ursa Major, Löwe, den oberen Teil des Orion.

Auf der Südhalbkugel sind die Sternbilder zu sehen: der untere Teil des Orion, Großer Hund, Phönix, Kreuz des Südens, Pfau, Skorpion.

Was ist eine Nova?

Eine Nova ist ein plötzlicher Anstieg der Strahlung eines Sterns um den Faktor Tausend. Ein neuer Stern kann in einer Konstellation erscheinen, in der es zwei Sterne gibt – einen Weißen Zwerg (schlafenden Stern) und einen anderen. Wenn diese beiden Sterne nahe genug sind, wird die Materie von einem vom Weißen Zwerg angezogen. Seine Oberflächentemperatur steigt so stark an, dass der Weiße Zwerg plötzlich aufflammt und zu einer Nova wird!

Wie lange leben Sterne?

Je größer der Stern, desto schneller stirbt er. Das mag seltsam erscheinen, aber je größer die Masse eines Sterns, desto heißer wird er und desto schneller verbraucht er seinen Treibstoffvorrat. Es werden Milliarden Jahre der Nutzungsdauer unserer Sonne vergehen, bis ihr der Wasserstoff-Brennstoff ausgeht. Jetzt ist die Sonne mitten auf ihrem Lebensweg.

Unsere Sonne wird sich irgendwann in einen kleinen Weißen Zwerg verwandeln – einen kugelförmigen Körper von der Größe der Erde! Von diesem Moment an beginnt die Sonne zu verblassen, schwächer zu werden, bis sie schließlich erlischt!

Sterne können wie Menschen neugeboren, jung und alt sein. Jeden Moment sterben einige Sterne und andere entstehen. Normalerweise ähneln die jüngsten von ihnen der Sonne. Sie befinden sich im Entstehungsstadium und sind eigentlich Protosterne. Astronomen nennen sie nach ihrem Prototyp T-Taurus-Sterne. Hinsichtlich ihrer Eigenschaften – zum Beispiel der Leuchtkraft – sind Protosterne variabel, da ihre Existenz noch nicht in eine stabile Phase eingetreten ist. Viele von ihnen sind von großen Mengen an Materie umgeben. Von T-Typ-Sternen gehen starke Windströmungen aus.

Protosterne: der Beginn ihres Lebenszyklus

Wenn Materie auf die Oberfläche eines Protosterns fällt, verbrennt sie schnell und wandelt sich in Wärme um. Infolgedessen steigt die Temperatur von Protosternen ständig an. Steigt er so hoch, dass im Zentrum des Sterns Kernreaktionen ausgelöst werden, erhält der Protostern den Status eines gewöhnlichen Sterns. Mit Beginn der Kernreaktionen verfügt der Stern über eine konstante Energiequelle, die sein Leben für lange Zeit unterstützt. Wie lange der Lebenszyklus eines Sterns im Universum dauern wird, hängt von seiner ursprünglichen Größe ab. Es wird jedoch angenommen, dass Sterne mit dem Durchmesser der Sonne über genügend Energie verfügen, um bequem etwa 10 Milliarden Jahre lang zu existieren. Trotzdem kommt es auch vor, dass selbst massereichere Sterne nur wenige Millionen Jahre alt werden. Dies liegt daran, dass sie ihren Kraftstoff viel schneller verbrennen.

Normalgroße Sterne

Jeder der Sterne ist ein Klumpen aus heißem Gas. In ihren Tiefen findet ständig der Prozess der Kernenergieerzeugung statt. Allerdings sind nicht alle Sterne wie die Sonne. Einer der Hauptunterschiede ist die Farbe. Sterne sind nicht nur gelb, sondern auch bläulich und rötlich.

Helligkeit und Leuchtkraft

Sie unterscheiden sich auch in Eigenschaften wie Glanz und Helligkeit. Wie hell ein von der Erdoberfläche aus beobachteter Stern sein wird, hängt nicht nur von seiner Leuchtkraft ab, sondern auch von seiner Entfernung von unserem Planeten. Aufgrund ihrer Entfernung von der Erde können Sterne völlig unterschiedliche Helligkeiten haben. Dieser Indikator reicht von einem Zehntausendstel der Helligkeit der Sonne bis zu einer Helligkeit, die mit mehr als einer Million Sonnen vergleichbar ist.

Die meisten Sterne befinden sich am unteren Ende dieses Spektrums und sind dunkel. In vielerlei Hinsicht ist die Sonne ein durchschnittlicher, typischer Stern. Im Vergleich zu anderen hat es jedoch eine viel größere Helligkeit. Selbst mit bloßem Auge kann eine große Anzahl dunkler Sterne beobachtet werden. Der Grund dafür, dass die Helligkeit von Sternen variiert, ist ihre Masse. Farbe, Glanz und Helligkeitsveränderung im Laufe der Zeit werden durch die Menge der Substanz bestimmt.

Versuche, den Lebenszyklus von Sternen zu erklären

Menschen haben schon lange versucht, das Leben von Sternen aufzuspüren, doch die ersten Versuche der Wissenschaftler waren eher zaghaft. Der erste Fortschritt war die Anwendung des Lane-Gesetzes auf die Helmholtz-Kelvin-Hypothese der Gravitationskontraktion. Dies brachte ein neues Verständnis für die Astronomie: Theoretisch sollte die Temperatur eines Sterns ansteigen (sein Indikator ist umgekehrt proportional zum Radius des Sterns), bis eine Zunahme der Dichte die Kompressionsprozesse verlangsamt. Dann wird der Energieverbrauch höher sein als sein Einkommen. In diesem Moment beginnt der Stern schnell abzukühlen.

Hypothesen über das Leben der Sterne

Eine der ursprünglichen Hypothesen über den Lebenszyklus eines Sterns wurde vom Astronomen Norman Lockyer aufgestellt. Er glaubte, dass Sterne aus Meteoritenmaterie entstehen. Darüber hinaus basierten die Bestimmungen seiner Hypothese nicht nur auf theoretischen Schlussfolgerungen der Astronomie, sondern auch auf Daten aus der Spektralanalyse von Sternen. Lockyer war überzeugt, dass die chemischen Elemente, die an der Entwicklung von Himmelskörpern beteiligt sind, aus Elementarteilchen – „Protoelementen“ – bestehen. Im Gegensatz zu modernen Neutronen, Protonen und Elektronen haben sie keinen allgemeinen, sondern einen individuellen Charakter. Laut Lockyer zerfällt beispielsweise Wasserstoff in das, was man „Protowasserstoff“ nennt; Eisen wird zu „Proto-Eisen“. Auch andere Astronomen versuchten, den Lebenszyklus eines Sterns zu beschreiben, zum Beispiel James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Riesensterne und Zwergsterne

Größere Sterne sind die heißesten und hellsten. Sie haben normalerweise ein weißes oder bläuliches Aussehen. Obwohl sie gigantisch groß sind, verbrennt der Brennstoff in ihrem Inneren so schnell, dass ihnen dieser schon nach wenigen Millionen Jahren entzogen wird.

Kleine Sterne sind im Gegensatz zu riesigen Sternen normalerweise nicht so hell. Sie haben eine rote Farbe und leben lange genug – Milliarden von Jahren. Aber unter den hellen Sternen am Himmel gibt es auch rote und orangefarbene. Ein Beispiel ist der Stern Aldebaran – das sogenannte „Auge des Stiers“ im Sternbild Stier; und auch im Sternbild Skorpion. Warum können diese kühlen Sterne in ihrer Helligkeit mit heißen Sternen wie Sirius konkurrieren?

Dies liegt daran, dass sie sich einst sehr stark ausdehnten und ihr Durchmesser begann, die riesigen roten Sterne (Überriesen) zu übertreffen. Die riesige Fläche ermöglicht es diesen Sternen, eine Größenordnung mehr Energie auszustrahlen als die Sonne. Dies trotz der Tatsache, dass ihre Temperatur viel niedriger ist. Beispielsweise ist der Durchmesser von Beteigeuze im Sternbild Orion mehrere Hundert Mal größer als der Durchmesser der Sonne. Und der Durchmesser gewöhnlicher roter Sterne beträgt normalerweise nicht einmal ein Zehntel der Größe der Sonne. Solche Sterne nennt man Zwerge. Jeder Himmelskörper kann solche Sternlebenszyklen durchlaufen – derselbe Stern kann in verschiedenen Phasen seines Lebens sowohl ein Roter Riese als auch ein Zwerg sein.

Leuchten wie die Sonne erhalten ihre Existenz in der Regel durch den im Inneren enthaltenen Wasserstoff. Es verwandelt sich im Kernkern des Sterns in Helium. Die Sonne verfügt über eine riesige Menge an Brennstoff, aber selbst diese ist nicht unendlich – in den letzten fünf Milliarden Jahren wurde die Hälfte des Vorrats aufgebraucht.

Lebenszeit der Sterne. Lebenszyklus von Sternen

Sobald der Wasserstoffvorrat im Inneren eines Sterns erschöpft ist, kommt es zu großen Veränderungen. Der verbleibende Wasserstoff beginnt nicht in seinem Kern, sondern an der Oberfläche zu verbrennen. Gleichzeitig verkürzt sich die Lebensdauer eines Sterns zunehmend. In diesem Zeitraum erreicht der Zyklus der Sterne, zumindest die meisten von ihnen, das Stadium des Roten Riesen. Die Größe des Sterns wird größer und seine Temperatur nimmt im Gegenteil ab. So sehen die meisten Roten Riesen und Überriesen aus. Dieser Prozess ist Teil der allgemeinen Abfolge von Veränderungen in Sternen, die Wissenschaftler Sternentwicklung nennen. Der Lebenszyklus eines Sterns umfasst alle seine Phasen: Letztendlich altern und sterben alle Sterne, und die Dauer ihrer Existenz wird direkt von der Menge an Treibstoff bestimmt. Große Stars beenden ihr Leben mit einer gewaltigen, spektakulären Explosion. Bescheidenere hingegen sterben und schrumpfen allmählich auf die Größe von Weißen Zwergen. Dann verschwinden sie einfach.

Wie lange lebt der durchschnittliche Stern? Der Lebenszyklus eines Sterns kann weniger als 1,5 Millionen Jahre bis 1 Milliarde Jahre oder mehr dauern. All dies hängt, wie gesagt, von seiner Zusammensetzung und Größe ab. Sterne wie die Sonne leben zwischen 10 und 16 Milliarden Jahren. Sehr helle Sterne wie Sirius haben eine relativ kurze Lebensdauer – nur einige hundert Millionen Jahre. Das Sternlebenszyklusdiagramm umfasst die folgenden Phasen. Dies ist eine Molekülwolke – Gravitationskollaps der Wolke – die Geburt einer Supernova – die Entwicklung eines Protosterns – das Ende der protostellaren Phase. Folgen Sie dann den Stadien: Beginn des jungen Sternstadiums – Lebensmitte – Reife – Stadium des Roten Riesen – Planetarischer Nebel – Stadium des Weißen Zwergs. Die letzten beiden Phasen sind charakteristisch für kleine Sterne.

Die Natur planetarischer Nebel

Deshalb haben wir uns kurz den Lebenszyklus eines Sterns angesehen. Aber bei der Umwandlung von einem riesigen Roten Riesen in einen Weißen Zwerg werfen Sterne manchmal ihre äußeren Schichten ab und dann wird der Kern des Sterns freigelegt. Unter dem Einfluss der vom Stern abgegebenen Energie beginnt die Gashülle zu leuchten. Diese Stufe erhielt ihren Namen aufgrund der Tatsache, dass leuchtende Gasblasen in dieser Hülle oft wie Scheiben um Planeten aussehen. Aber in Wirklichkeit haben sie nichts mit Planeten zu tun. Der Lebenszyklus von Sternen für Kinder umfasst möglicherweise nicht alle wissenschaftlichen Details. Man kann nur die Hauptphasen der Entwicklung der Himmelskörper beschreiben.

Sternhaufen

Astronomen lieben es zu erforschen. Es gibt eine Hypothese, dass alle Himmelskörper in Gruppen und nicht einzeln geboren werden. Da Sterne, die zum selben Sternhaufen gehören, ähnliche Eigenschaften haben, sind die Unterschiede zwischen ihnen tatsächlich und nicht auf die Entfernung zur Erde zurückzuführen. Welche Veränderungen auch immer an diesen Sternen auftreten, sie entstehen zur gleichen Zeit und unter gleichen Bedingungen. Besonders viele Erkenntnisse lassen sich durch die Untersuchung der Abhängigkeit ihrer Eigenschaften von der Masse gewinnen. Schließlich sind das Alter der Sterne in den Sternhaufen und ihre Entfernung von der Erde ungefähr gleich, sie unterscheiden sich also nur in diesem Indikator. Die Sternhaufen werden nicht nur für professionelle Astronomen von Interesse sein – jeder Amateur wird sich freuen, ein schönes Foto zu machen und ihre außergewöhnlich schöne Aussicht im Planetarium zu bewundern.

Ich stand lange regungslos da
In die fernen Sterne blicken, -
Zwischen diesen Sternen und mir
Es entstand eine Art Verbindung.
Ich dachte ... ich kann mich nicht erinnern, was ich dachte;
Ich hörte einem mysteriösen Chor zu
Und die Sterne zitterten leise,
Und seitdem liebe ich die Sterne.
A. Fet

Lektion 9/26

Thema: Doppelsterne

Ziel: Betrachten Sie das Konzept und die verschiedenen Arten von Doppelsternen: visuell, spektral, verfinsternd, astrometrisch. Überlegen Sie, wie Sie die Massen von Sternen in Doppelsternsystemen bestimmen können

Aufgaben :
1. Lehrreich: Führen Sie die Konzepte ein: Doppelstern (visueller Doppelstern, spektroskopischer Doppelstern), verfinsternder Doppelstern (seine Lichtkurve, Periode, Amplitude), Riesensterne, Überriesen, Zwerge, Weiße Zwerge, Komponenten eines Doppelsterns. Erklären Sie, was der Doppler-Effekt ist. Erklären Sie das Wesentliche bei der Bestimmung der Massen von Sternen anhand des verallgemeinerten dritten Keplerschen Gesetzes und zeigen Sie anhand konkreter Beispiele, wie dies geschieht. Zeigen Sie, wie die Lichtkurve eines verfinsternden Doppelsterns interpretiert wird und wie aus dieser Kurve die Periode und die Helligkeitsänderung eines verfinsternden Doppelsterns bestimmt werden.
2. Bildung: Lenken Sie die Aufmerksamkeit der Schüler auf die Tatsache, dass die Größen (und durchschnittlichen Dichten von Sternen) stark variieren, ihre Massen jedoch innerhalb begrenzter Grenzen variieren. Weisen Sie darauf hin, dass sich die Sonne in ihren physikalischen Eigenschaften (Größe, Masse, durchschnittliche Dichte sowie Temperatur, Farbe, Spektrum und chemische Zusammensetzung) nicht von vielen anderen Sternen abhebt. Betonen Sie, dass die Erforschung der Natur von Sternen eines der Beispiele für die Erkennbarkeit der Welt ist. Es sollte beachtet werden, dass Astronomen die Entdeckung von Doppelsternen nicht nur erfolgreich nutzen, um ihre Größe und Masse zu bestimmen (die Masse ist das wichtigste physikalische Merkmal eines Sterns, das mit seiner Leuchtkraft verbunden ist; auch die Geschwindigkeit und Art der Sternentwicklung hängt von der Masse ab). ), sondern auch zur Suche nach so exotischen Objekten wie Schwarzen Löchern. Beachten Sie am Beispiel des physikalischen Zustands, in dem sich die Materie der Weißen Zwerge befindet, die Möglichkeit, das Universum als „physikalisches Labor“ zu nutzen. Begründen Sie die Idee der Universalität des Newtonschen Gravitationsgesetzes (und der Keplerschen Gesetze).
3. Entwicklung: Folgende Hauptpunkte sind wichtig: erstens das Bestehen der Möglichkeit, die Radien und die Masse von Sternen mit geeigneten Methoden zu bestimmen (und die Masse eines Sterns ist seine wichtigste physikalische Eigenschaft), zweitens die Summe der gewonnenen Erkenntnisse Die vorherige und diese Lektion lassen uns zu dem Schluss kommen, dass die Sonne ein gewöhnlicher Stern ist. Entwickeln Sie die Fähigkeit, mit Illustrationen zu arbeiten, weiter. Nutzen Sie die Gelegenheit, um eine emotionale Situation zu schaffen, indem Sie Daten über die extreme Größe und durchschnittliche Dichte von Sternen melden. Studierende, die sich für Astronomie interessieren, werden ermutigt, einen Aufsatz zu verfassen und eine Präsentation zu halten.

Wissen:
1. Ebene(Standard) - Konzept von Doppelsternen und haben Sie eine Vorstellung von den verschiedenen Arten von Doppelsternen. Eine Methode zur Bestimmung der Massen von Doppelsternen.
2. Ebene - Sie kennen das Konzept von Doppelsternen und haben ein Verständnis für die verschiedenen Arten von Doppelsternen. Eine Methode zur Bestimmung der Massen von Doppelsternen.
In der Lage sein:
1. Ebene(Standard) – Bestimmen Sie die Art der Doppelsterne und berechnen Sie ihre Masse.
2. Ebene- Bestimmen Sie die Art der Doppelsterne und berechnen Sie ihre Masse.

Ausrüstung: Tabellen: Sterne, Doppelsterne, Sternkarte, Sternenatlas, Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm auf jeder Tabelle. Film „Stars“, „The Nature of Stars“. Film „Double Stars“, Dias. CD - „Red Shift 5.1“ oder Fotos und Illustrationen astronomischer Objekte aus der Multimedia-Disk „Multimedia Library for Astronomy“, Sammlung des Zentrums für Reproduktion.

Interdisziplinäre Verbindungen: Gesetz der universellen Gravitation. Gravitationskräfte. Bewegung unter dem Einfluss der Schwerkraft (Physik, VIII. Klasse). Mathematik (Konstruktion und Analyse von Berechnungsdiagrammen, die zur Lösung von Problemen erforderlich sind), Sozialwissenschaften (Erkennbarkeit der Welt und ihrer Muster).

Während des Unterrichts:

1. Wiederholung des Materials
Express-Umfrage(Halten Sie ein „Spektrum-Leuchtkraft“-Diagramm vor sich, das zur Anzeige auf einem Multimedia-Projektor verwendet wird). Jeder Schüler wird anhand der Anzahl richtiger Antworten bewertet (die von einem einzelnen Schüler unterwegs in der vorbereiteten Listentabelle markiert werden). Für die Beantwortung jeder Frage wird maximal 1 Sekunde Zeit gegeben. Die Dauer der Expressbefragung beträgt 10 Minuten. Also die Fragen.

II. Neues Material.

1. Doppelstern - zwei Sterne, die sich unter dem Einfluss von Gravitationskräften auf elliptischen Bahnen um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt drehen. Ungefähr die Hälfte aller „Sterne“ sind tatsächlich Doppel- oder Mehrfachsysteme (mehrere, mindestens 3 Sterne), obwohl viele von ihnen so nahe beieinander liegen, dass die Komponenten nicht einzeln beobachtet werden können.
Existieren Optisch dual- in der Nähe befindliche Objekte werden auf eine imaginäre Kugel projiziert, sind jedoch nicht physisch miteinander verbunden. Also in der Antike Legionäre A. Makedonskyüberprüfte Sicht nach Zeta (ζ) von Ursa Major (Mizar – Pferd, vorletzter im Henkel des Eimers, 78 s.g., 2,23 m) optisch Doppelstern 12“ davon 80 UMa (Alkor – Reiter, 81,2 s.g., 4,02 m) . Sie können physisch miteinander verbunden sein, aber wenn die Umlaufzeit sehr lang ist. Aber wenn man Mizar selbst durch ein Teleskop beobachtet, ist er als Doppelstern sichtbar, einschließlich Mizar A und Mizar B. Mizar B hat eine Helligkeit von 4,0 und den Spektraltyp A7 Die Entfernung zwischen Mizar A und Mizar B beträgt 380 AE, die Umlaufzeit beträgt mehrere tausend Jahre.
Entdeckt erster Doppelstern, durch ein Teleskop gesehen, Gamma-Widder (γ-Widder) - Physikalisch handelt es sich um einen Doppelstern, beide Komponenten sind weiß-blaue Sterne mit T≈11000K, die sich in einem Winkelabstand von 8 Zoll befinden und eine sichtbare Helligkeit von 4,7 m und 4,8 m haben. Nur für den Fall, dass es sich sogar für die Sonne um einen hypothetischen Satelliten handelte erfunden (aber nicht entdeckt) -Nemesis-Stern Nach der Nachweismethode werden Doppelsterne in verschiedene Typen unterteilt.
Die Erforschung von Doppelsternen begann Mitte des 17. Jahrhunderts G. Galileo(1564-1642, Italien) entdeckte mehrere Sterne und schlug eine Methode zur Bestimmung der relativen Parallaxe eines hellen Primärsterns im Verhältnis zu einem schwächeren und daher wahrscheinlich weiter entfernten Stern vor. Bis zur Mitte des 18. Jahrhunderts wurden nur etwa 20 Doppelsterne entdeckt; Gleichzeitig begannen die ersten Messungen der Lagewinkel und Abstände zwischen den Bauteilen. Bis 1803 W. Herschel(1738-1822, England) veröffentlichte Listen von mehreren hundert Doppelsternen und notierte darunter 50, bei denen festgestellt wurde, dass sie Komponentenverschiebungen aufwiesen. Anschließend wurden die Beobachtungen von Doppelsternen von Williams Sohn fortgesetzt – John Herschel(1792-1871, England), der sein Teleskop nach Südafrika verlegte. In Europa organisierte ein russischer Astronom systematische Beobachtungen von Doppelsternen V. Ya. Struve(1793-1864, Russland) am Observatorium in Tartu. Im Jahr 1824 nutzte Struve für seine Beobachtungen ein Brechungsteleskop mit einer Fraunhofer-Linse mit einem Durchmesser von D = 24 cm und einer Brennweite von F = 410 cm (D/F = 24/410) auf einer äquatorialen Anlage mit Uhrwerk, welches als Prototyp moderner Brechungsteleskope gelten kann. Mit dem neuen Instrument entdeckte Struve 3134 Sternpaare. Die Ergebnisse seiner Beobachtungen wurden in drei Katalogen veröffentlicht, von denen der bekannteste der Katalog „Double and Multiple Stars Measured Micrometrically“ ist, der 1837 über 2714 Doppelsterne veröffentlicht wurde, für die er die Positionen der Satelliten maß.
Ende des 19. Jahrhunderts ergriffen amerikanische Astronomen die Initiative zur Erforschung von Doppelsternen und nutzten für ihre Beobachtungen die neuesten hochklassigen Refraktoren mit Clark-Linsen: den Dearborn Observatory Refraktor mit einem Linsendurchmesser von D = 47 cm , der Refraktor des Washington Naval Observatory (D = 65 cm) und der Refraktor des Lick Observatory (D = 91 cm). Das Verdienst amerikanischer Astronomen bestand darin, dass sie nicht nur Doppelsterne beobachteten, sondern auch enormes Beobachtungsmaterial zu diesen Sternen sammelten und systematisierten. Dieses Werk ist im „General Catalogue of 13665 Stars“ enthalten. Sh.U. Burnham(1906) und umfasst alle damals bekannten Beobachtungen von Doppelsternen in der Deklinationszone von -30° zum Nordpol. In der Neuzeit wurde diese Tradition vom amerikanischen Astronomen fortgeführt R.J. Aitken, der den „New General Catalogue of 17180 Double Stars“ (1934) erstellte, und Astronomen am Lick Observatory G.M. Jeffers Und V. Kh. van den Bosom, der den „Indexkatalog von 64247 Doppelsternen“ (1961) erstellte. In der Neuzeit werden in vielen Ländern der Welt weiterhin Beobachtungen visueller Doppelsterne durchgeführt, wobei sowohl alte visuelle als auch neue fotografische und photoelektrische Methoden zum Einsatz kommen.
Eine der vollständigsten Sammlungen ist heute der Washington Catalogue of Visual Double Stars (gekennzeichnet durch eine Seriennummer mit dem Präfix WDS – Washington Double Star). Der 1984 erstmals erschienene Katalog zählte 73.610 Doppelsterne am gesamten Himmel, für die vor 1983 mindestens eine genaue Messung veröffentlicht wurde. Im Jahr 1996 erschien eine aktualisierte Version des WDS, in der bereits Daten zu 78.100 vor 1995 beobachteten Binärdateien zu finden sind. In der Nähe der Sonne (gest<20 пк) находится более 3000 звезд, среди них около половины - двойные звезды всех типов, включая тесные спектральные и широкие визуальные.
Das schnellste Doppelsternsystem ist das Doppelsternsystem J0806+1527 (Sterne der 21. Größe im Sternbild Krebs) – Umlaufzeit 321,5 Sekunden (5,4 Minuten). Das System besteht aus zwei Weißen Zwergen in einer Entfernung von 80.000 km voneinander (fast fünfmal näher als der Mond von der Erde entfernt ist). Die Rotationsgeschwindigkeit der Komponenten im Orbit beträgt etwa 1500 km pro Sekunde (5 Millionen km pro Stunde).

2. Arten von Doppelsternen (physikalisch Doppelsternen): Mehrfachstern
1. Visuelles Doppel Sterne, deren Dualität durch ein Teleskop gesehen werden kann. Heutzutage enthalten die WDS- und CCDM-Kataloge über 78.000 bzw. 110.000 Objekte, aber nur für einige Hundert kann die Umlaufbahn berechnet werden, und für weniger als hundert Objekte ist die Umlaufbahn mit ausreichender Genauigkeit bekannt, um die Masse der Komponenten zu ermitteln.
Je weiter die Sterne voneinander entfernt sind, desto langsamer bewegen sie sich. Paare, bei denen der Winkelabstand groß genug ist, um die Sterne bei der Beobachtung durch ein Teleskop auflösen zu können, haben oft eine Umlaufzeit von 50 bis 100 Jahren. Zum Beispiel:
SIRIUS(α Canis Majoris) – der hellste Stern sichtbar an unserem Himmel. Dies ist ein Dreifachstern mit 8,56 sv. Jahre von uns entfernt. Systeme mit mehr als zwei Sternen werden Vielfache genannt.
Sirius A ist der Hauptstern in seiner Blütezeit, MA = 2,14 M ¤, R A = 1,7 R ¤, T = 10400 K, L = 23,55 L ¤, ρ A = 0,36 g/cm 3 .
Sirius B (Puppy) ist ein Weißer Zwerg, der 1862 von A. Clark (USA) entdeckt wurde. M B = M ¤, R B = 0,02 R ¤, L = 0,002 L ¤, ρ B = 180 g/cm 3 . Die Umlaufzeit beträgt 49,9 Jahre bei einer Entfernung von Sirius A von 8 AE bis 32 AE. Auf dem Foto rechts ist ein kleiner heller Punkt zu sehen.
1995 gab es eine Nachricht über die Entdeckung von Sirius C??? -Rotbrauner Zwerg, МС =0,05М¤, Т=2000К, Umlaufzeit 6,3 Jahre mit maximaler Entfernung von Sirius A bis 8 AE, aber noch nicht bestätigt.

2. Spektrale Doppelsterne- erkannt durch periodische Schwingungen oder Gabelung von Spektrallinien. Wenn sich Mitglieder eines Doppelsternsystems im Orbit bewegen, ändert sich ihre Geschwindigkeit relativ zur Erde regelmäßig. Geschwindigkeitsschwankungen führen zu Wellenlängenänderungen im Gesamtspektrum des Systems (der sogenannte Doppler-Effekt). Die Untersuchung solcher Spektren ermöglicht es, Details über die Struktur von Sternen und ihre Umlaufbahnen herauszufinden. Diese Doppelsterne werden nur mit spektroskopischen Methoden erkannt. Ihre Perioden dauern normalerweise mehrere Tage bis mehrere Wochen. Manchmal sind die Komponenten von Doppelsternsystemen so nah beieinander, dass die Schwerkraft die Kugelform der Sterne verzerrt. Sie können Materie austauschen und von einer gemeinsamen Gashülle umgeben sein. Wenn Materialströme auf einen kompakten rotierenden Stern in einem Doppelsternsystem zuströmen, kann sich eine Akkretionsscheibe bilden. Die freigesetzte Energie wird im Röntgenbereich abgestrahlt.
Erste Mizar(ζ Big Bear), 78,2 s.g. von uns entfernt, wurde entdeckt E. Pickering(1889, USA) - Mizar A und Mizar B, und 1964 stellte sich heraus, dass jeder Stern ein spektroskopischer Doppelstern ist (Alcor ist übrigens auch ein spektroskopischer Doppelstern). Bis 1980 wurden bereits mehr als 2.500 Sterne entdeckt, und inzwischen wurden in unserer Galaxie mehr als 4.000 Sterne dieser Klasse entdeckt. Bestimmte Perioden spektroskopischer Doppelsterne liegen zwischen 0,1084 Tagen. (Gamma Ursa Minor) bis 59,8 Jahre (visuell doppeltes xi Ursa Major). Die überwiegende Mehrheit der spektroskopischen Doppelsterne hat Perioden in der Größenordnung von mehreren Tagen. Der bekannteste und umfangreichste Katalog ist „SB9“ (aus dem Englischen Spectral Binaries). Derzeit sind es 2839 Objekte. Auf dem Bild ein herkömmliches Beispiel für die Bifurkation und Verschiebung von Linien in den Spektren spektroskopischer Doppelsterne.

3. Verdunkelnde Doppelsterne- Änderung ihrer Helligkeit aufgrund der Verfinsterung einer Komponente des Doppelsterns. Dies geschieht, wenn die Umlaufbahnen eines Doppelsternsystems im Raum so ausgerichtet sind, dass bei der Beobachtung von der Erde aus ein Stern vor dem anderen vorbeizieht. Ein solches System hat eine variable Helligkeit, da ein Stern periodisch das Licht eines anderen verdeckt. Mittlerweile sind mehr als 5.000 solcher Sterne bekannt. Das berühmteste und erstmals 1669 von einem Italiener entdeckte G. Montanari(1632-1687) Algol(β Perseus, arabisch „el gul“ – der Teufel). Algol A - weiß-blau, M A =5M ¤, R A =3R ¤. Algol B – mattgelb, M B =M ¤, R B =3,2R ¤. Die scheinbare Helligkeit des Systems variiert zwischen 2,1 m und 3,4 m mit einem Zeitraum von 12,914 Tagen = 12 Tage 20 Stunden 48 Minuten 53 s. Der Zeitraum wurde im Jahr 1782 festgelegt J. Goodreich, der 1783 den Grund für die Helligkeitsänderung richtig erklärte. Im Jahr 1784 entdeckte Goodreich den zweiten verdunkelnden Stern – β Lyrae. Seine Periode beträgt 12 Tage, 21 Stunden und 56 Minuten, und im Gegensatz zu Algol ändert sich die Helligkeit fließend. 1911 russischer Astronom S. N. Blazhko(1870-1956) entwickelte die erste allgemeine Methode zur Berechnung der Umlaufbahnen verdunkelnder Doppelsterne. 1970 der berühmte sowjetische Astronom P. N. Kholopov entdeckte erstmals einen pulsierenden veränderlichen Stern vom Typ RR Lyrae in einem verfinsternden Doppelsternsystem. Dieses Doppelsystem mit einer Periode von etwas mehr als zwei Tagen gehört zu einer kugelförmigen Zwerggalaxie im Sternbild Ursa Minor.
Der Berichterstatter unter den verdunkelnden Doppelsternen ist ε Auriga in 2700R ¤ - 5,7 Milliarden km. Da die Umlaufzeit des Satelliten um den Hauptstern 27 Jahre beträgt, dauert seine Verfinsterung zwei Jahre, was auf die enorme Größe des Hauptsterns hinweist. Und während das Licht des Satelliten die Atmosphäre des Hauptsterns durchdringt, kann die Struktur der Atmosphäre des Hauptsterns untersucht werden.
Und die tiefste Sonnenfinsternis wird bei der katastrophalen Variable (Polarbedeckung) J0155+0028 im Sternbild Cetus beobachtet, die alle 87 Minuten um 5 Größenordnungen (von 15,0 m bis 20,0 m) erlischt, also 100 Mal! Finsternisse wurden im August 2002 von der Doktorandin Daria Dubkova der Universität St. Petersburg zusammen mit ihren Kollegen Nadezhda Kudryavtseva und Anti Hirv entdeckt.
Aus der Analyse der Lichtkurven verdunkelnder veränderlicher Sterne können wir:

• Bestimmen Sie die Umlaufperiode T;
• Bestimmen Sie die Parameter der Umlaufbahnen der Komponenten (Orbitalexzentrizität e, Periastronlänge ω und andere Parameter);
• Schätzen Sie die Massen der Komponenten ab.
• Schätzen Sie den Radius der Sterne R 1 und R 2

4. Astrometrische Binärdateien- identifiziert durch Abweichungen in der Bewegung (Oszillationen) des Hauptsterns, die durch die Orbitalbewegung eines schwächeren Satelliten verursacht werden. Wenn ein Stern viel schwächer ist als ein anderer (ein unsichtbarer Begleiter), kann seine Anwesenheit nur durch die scheinbare Bewegung des helleren Begleiters erkannt werden. Diese Methode sowie die Untersuchung spektraler Verschiebungen ermöglichen es uns, das Vorhandensein von Planetensystemen um Sterne zu bestimmen (entdeckt in mehr als 180 Sternen).
Einige Sternensysteme:

3. Bestimmung der Massen von Sternen in Doppelsternsystemen

	Obwohl es viele Doppelsterne gibt, sind ihre Umlaufbahnen nur für etwa hundert zuverlässig bestimmt. Verwendung des dritten (verfeinerten) Mit dem Keplerschen Gesetz erhalten wir Doppelsterne (physikalische Doppelsterne). P. G. Kulikovsky
Aus der Zeichnung A=a"r=a"/π"	und unter Berücksichtigung der Tatsache, dass T ¤ =1 und a=1 und die Masse der Erde vernachlässigt werden kann, erhalten wir Sonnenmassen M 1 + M 2 = A 3 : T 2 . Oder unter Berücksichtigung der Beziehung aus der Abbildung erhalten wir M 1 +M 2 =a 3 /π 3 T 2 .Um die Masse jedes Sterns zu bestimmen, muss der Abstand jedes Sterns vom Massenschwerpunkt bestimmt werden ( A=A 1 +A 2) und dann erhalten wir die zweite Gleichung M 1 :M 2 =A 2 :A 1 . Durch die Lösung eines Systems aus zwei Gleichungen kann die Masse jedes Sterns bestimmt werden.
Eine Untersuchung der Massen von Doppelsternen ergab, dass sie zwischen 0,3 und 60 Sonnenmassen liegen. Darüber hinaus haben die meisten Sterne Massen von 0,3 bis 3 Sonnenmassen.

III Materialkonsolidierung
1. Gemäß Abb. 85- maximaler Glanz, minimaler Glanz
- Zeitraum der Helligkeitsschwankungen
- Wie groß ist die Amplitude der Helligkeitsänderung?
- Wie lange dauert es, bis der Glanz vom Minimum zum Maximum wechselt?
2. Beispiel Nr. 12. Überprüfen Sie die Lösung, schreiben Sie sie auf und ermitteln Sie die Masse jedes Sterns, wenn sein Verhältnis 2:1 beträgt.
3. Aufgabe:(unabhängig) Die Umlaufzeit eines Doppelsterns beträgt 100 Jahre. Die große Halbachse der sichtbaren Umlaufbahn beträgt 2 Zoll, die Parallaxe des Sterns beträgt 0,05 Zoll. Die Sterne sind in einem Abstandsverhältnis von 1:4 vom Massenschwerpunkt entfernt. Bestimmt die Summe der Massen und die Masse jedes Sterns. (aus der Formel M 1 + M 2 =a 3 /π 3 T 2 M 1 + M 2 = 2 3 /0,05 3 100 2 =6,4M ¤, in Teilen 1 + 4 = 5, also macht ein Teil 6,4M aus ¤:5=1,28M¤, dann haben die Komponenten Massen von 1,28M¤ und 4.1,28M¤ =5,12M¤).

Zusammenfassung der Lektion
1. Welche Sterne werden Doppelsterne genannt?
2. Nennen Sie die Arten von Doppelsternen.
3. Wie kann man die Masse von Sternen in Doppelsternsystemen bestimmen?

4. Noten.

Zu Hause:§26, Fragen S. 145-146, S.153 (S. 2-7), Zusammenfassung (Präsentation) für Astronomie-Interessierte.

140,6 KB
Akkretion in engen binären Systemen 129,7 kb
Die Welt der Planeten in engen Doppelsternsystemen 132,8 kb

„Planetarium“ 410,05 MB		Mit der Ressource können Sie die Vollversion des innovativen pädagogischen und methodischen Komplexes „Planetarium“ auf dem Computer eines Lehrers oder Schülers installieren. „Planetarium“ – eine Auswahl thematischer Artikel – ist für Lehrer und Schüler im Physik-, Astronomie- oder Naturwissenschaftsunterricht der Klassen 10-11 gedacht. Bei der Installation des Komplexes wird empfohlen, in Ordnernamen nur englische Buchstaben zu verwenden.
Demomaterialien 13,08 MB		Die Ressource stellt Demonstrationsmaterialien des innovativen pädagogischen und methodischen Komplexes „Planetarium“ dar.

In jeder Hinsicht ist die Sonne ein typischer Stern, der die Erde etwa fünf Milliarden Jahre lang erleuchtet und wissenschaftlichen Untersuchungen zufolge auch noch für die gleiche Zeitspanne leuchten wird. Die Dauer des Sonnenglühens wird durch die Menge an Treibstoff im Himmelskörper beeinflusst.

Tatsächlich kommt es bei allen zu thermonuklearen Fusionsreaktionen, wodurch das visuelle Leuchten des Körpers beobachtet wird. Der Fusionsprozess erfolgt als Folge von Reaktionen in den heißen Kernen von Sternen, wo die Temperatur 20 Millionen °C (20000273,15 Kelvin) erreicht.

Bezüglich der Temperatur unterscheiden sich die im Kern ablaufenden Reaktionen in vielen Fällen durch die Farbe der Sternoberfläche. Die kältesten Sterne haben die Farbe Rot mit einer Reaktionstemperatur im Kern von bis zu 3500 K. Gelbe Sterne haben bei Betrachtung durch ein Fernglas eine Kerntemperatur von bis zu 5500 K und von 10.000 bis 50.000 K.

Die Geschwindigkeit der Energiefreisetzung in einem Stern und seine Lebensdauer

Das Leben von Sternen beginnt als Wolkenbildung aus Staub und Gas. In einer solchen Formation beginnt die Verbrennung von Wasserstoff und die Produktion von Helium. Wenn Wasserstoff vollständig verbrennt, beginnen Folgeprozesse in den Stadien der Entstehung eines Himmelskörpers, beispielsweise die Verbrennung von Helium, wobei dadurch schwerere Elemente entstehen.

Es ist der Temperaturindikator für die Verbrennung des Sterns sowie der Gravitationsdruck der äußeren Schichten, der die Geschwindigkeit der Energiefreisetzung durch den Körper beeinflusst, die in direktem Zusammenhang mit seiner Gesamtlebensdauer steht. Die angegebenen Parameter der Verbrennung und des Außendrucks nehmen mit der anschließenden allgemeinen Zunahme der Masse des Himmelskörpers zu. Dadurch steigt die Energieproduktionsrate und damit die beobachtete Leuchtkraft der Sterne.

Sterne mit enormem Kubikgewicht verbrennen ihren eigenen Kernbrennstoff innerhalb weniger Millionen Jahre viel schneller und sind gleichzeitig die hellsten Himmelskörper. Körper mit geringer Masse verbrennen Wasserstoff sparsamer und gehen sparsamer mit ihrem Brennstoff um, sodass sie sogar länger leben können als das Universum. Obwohl massearme Sterne eine geringe Leuchtkraft und geringe Energiefreisetzung aufweisen, kann ihre Lebensdauer bis zu 15 Milliarden Jahre betragen.

Das Leben der Sterne und ihrer Generationen

Die Gesamtlebensdauer von Sternen hängt nicht nur von ihrer Größe ab, sondern auch von ihrer ursprünglichen Zusammensetzung bei ihrer Entstehung. Die ersten Himmelskörper im Universum lebten nur wenige zehn Millionen Jahre, da sie enorm groß waren und nur aus Wasserstoff bestanden.

In den Kernen solch riesiger und wasserstoffreicher Körper fanden schneller thermonukleare Reaktionen statt, bei denen Wasserstoff in schwerere Bestandteile und Helium umgewandelt wurde. Als nächstes kühlt der Kern ab, da weder die Temperatur noch der Druck ausreichen, um schwerere Elemente zu verarbeiten, und der Stern explodiert. Die Überreste nach der Explosion solcher Himmelskörper bilden neue, weniger heiße und helle Sterne.

Der Stern gehört wie die Sonne bereits zur dritten Generation von Sternen der Spektralklasse G, den Gelben Zwergen. Bei ihrer Entstehung enthalten solche Sterne nicht nur Wasserstoff, sondern auch Lithium und Helium. Es wird Milliarden von Jahren dauern, bis einem Stern wie der Sonne der Wasserstoffbrennstoff ausgeht, da sich typische Sterne in der Mitte ihres Lebenszyklus befinden.