(4 оценок, среднее: 4,75 из 5)
Загрузка...
Учебная работа. Реферат: Измерение количественных и качественных характеристик звезд
Оптические телескопы.
Невооруженным глазом на небе можно следить около 6000 звезд до 6-ой звездной величины; при помощи телескопов около 2 млрд до 21-ой звездной величины.
Таблица 1: Число ярче данной звездной величины
Предельная звездная величина
число звезд
Предельная звездная величина
число звезд
6,0
4 850
13,0
5 700 000
7,0
14 300
15,0
32 000 000
8,0
41 000
17,0
150 000 000
9,0
117 000
19,0
560 000 000
10,0
324 000
21,0
2 000 000 000
11,0
870 000
Наибольшее количество найденных звезд приходится на 15-17 звездную величину (см. график). Как было подсчитано поблизости нас на одну звезду приходится в среднем размер около 357 кубических световых лет и среднее расстояние меж звездами составляет порядка 9,5 световых лет. Большая часть звезд составляют лилипуты 14-15 абсолютной звездной величины и со светимостью 0,01 светимости Солнца.
Оптический телескоп был первым из показавшихся устройств для наблюдения за звездами (придуман приблизительно в 17 веке Галилеем) существует 3 типа оптических телескопов: рефракторы (линзовые), рефлекторы (зеркальные) и комбинированные зеркально-линзовые системы. В истинное время очами в телескоп естественно никто не глядит, а употребляют фотопластинки, которые в предстоящем изучат при помощи разных приспособлений.
Остальные приборы.
Также в астрономии употребляются приборы, дозволяющие разложить свет на диапазон (спектрограф), измерить яркость звезды (фотометры) и измерить тепло, приходящее от звезды (термоэлементы). Создание таковых устройств просит большенный точности, которая стала вероятна лишь при современном уровне развития науки.
Естественно, что в наблюдении при помощи всех устройств весьма огромное воздействие могут оказать помехи, создаваемые Землей: ее атмосферой, магнитным полем, шумами, вызванными людской Деятельностью. Потому обсерватории и станции наблюдения располагают в горах, далековато от огромных городов, а с развитием астронавтики выводят на околоземную орбиту, что достаточно недешево, но дозволяет практически на сто процентов исключить действие атмосферы на показания устройств.
Диапазоны звезд, цель и способы их исследования, информация, содержащаяся в диапазонах.
Типы спектров.
Современная наука выделяет 3 вида спектров: сплошной (непрерывный) диапазон, линейчатый диапазон (диапазон излучения либо поглощения) и полосатый диапазон. Изучая диапазоны звезд можно узнать хим состав короны звезды (и как следует, ее температуру), также скорость движения звезды относительно солнечной системы и скорость вращения ее вокруг собственной оси. Согласно диапазонам звезды делятся на спектральные классы.
Таблица 2: Спектральные классы звезд.
Спектральный класс
цвет
Температура короны в K
Вещества, полосы которых в данном классе добиваются собственной большей интенсивности
Обычные калоритные звезды
О5
Голубоватый
30 000
Ионизированный гелий
——————
В0
Белоснежный
20 000
Гелий
b Ю. Креста
А0
Белоснежный
10 000
Водород
Сириус, Вега
F0
Желтый
8 000
Ионизированные сплавы
Канопус
G0
Желтоватый
6 000
Нейтральные сплавы
солнце
К0
Оранжевый
4 500
Находятся слабенькие полосы окиси титана
Арктур
М0
Красноватый
3 000
Мощные полосы окиси титана главенствуют
Антарес
Хим состав звезд.
Хим состав ядра звезды при помощи спектрального анализа найти нереально; можно лишь полагать, исходя из теоретических расчетов. Хим состав атмосфер звезд и Солнца в главном практически схож и близок к хим составу земной коры, кроме того, что на Земле нет приметных количеств водорода и гелия (см. таблицу).
Таблица 3: сравнительное обилие х. э. в атмосферах звезд, земной коре и каменных метеорах.
Элемент
Звезды
солнце
Земная кора
Каменные метеоры
Водород
11,4
11,5
8,3
6,9
Гелий
10,2
10,2
0
0
Углерод
6,4
7,4
6,3
6,1
Кислород
8,0
9,0
8,5
8,4
Натрий
7,1
7,2
7,3
6,4
Магний
7,5
7,8
7,2
7,7
Алюминий
6,9
6,4
7,8
6,8
Кремний
7,5
7,3
8,2
7,8
Железо
6,7
7,2
7,2
7,6
Примечание: в таблице дан lg. среднего числа атомов в столбе атмосферы сечением 1 см2
для звезд и солнца по сопоставлению с таковыми же, но относительными данными для Земли и метеоров.
В хим составе неких звезд вероятны некие отличия от средней нормы. Так, есть звезды, несколько наиболее богатые неоном либо стронцием, в неких прохладных звездах встречается аномально много изотопа углерода 13.
Способ паралласкса.
Способ параллакса является на данный момент более четким методом определения расстояний до звезд, но он не применим к звездам, отстоящим от нас на расстояние больше, чем 300 пс. Способ параллакса заключается в измерении с высочайшей точностью углов a и b и на базе их, также зная смещение Земли за полгода (2 а.е.) может быть найти расстояние из тригонометрии.
По диаграмме Герцшпрунга — Рессела.
Если знать светимость звезды и ее видимый сияние, то расстояние до нее находится по формуле lg.(D)=(m-M+7,5)/5, где D — расстояние в световых го дах, M — абсолютная звездная величина (видимый сияние звезды, если б она находилась на расстоянии 10 пс), m — видимая звездная величина. Как узнали ученые, диапазоны звезд являются неплохими указателями светимости, а как следует, и расстояния до их.
Зная расстояния до некого числа звезд, вычисленные способом параллакса, можно было вычислить светимости и сравнить их со диапазоном тех же звезд, (см. диаграмму спектр-светимость). Из диаграммы видно, что любому определенному подклассу звезд (к примеру A1) соответствует определенная светимость, таковым образом, довольно буквально найти спектральный класс и можно узнать ее светимость, а как следует, и расстояние. время от времени определенному классу соответствует иная светимость, но в этом случае и диапазон у их несколько иной. Диапазоны карликов и гигантов различаются интенсивностью определенных линий либо их пар, при этом это отличие можно узнать, исследуя близко находящиеся звезды. Это отличие соединено с тем, что атмосферы гигантов шире и разреженнее. Точность определения расстояния таковым методом составляет ~20%.
По относительным скоростям.
Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем поближе звезда, тем больше сдвигается она по небесной сфере. Найти таковым методом расстояние, естественно недозволено, но этот метод дает возможность “вылавливать” близкие звезды.
Также существует иной способ определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению движутся в одном и том напрвлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд при помощи эффекта Доплера, также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно весьма удаленных, другими словами условно недвижных звезд, можно найти расстояние до интересующего нас скопления.
Расстояния до галактик примерно можно найти по расстоянию до находящихся в этих галактиках цефеид.
Цефеиды.
Повторяющиеся конфигурации блеска свойственны не только лишь для двойных звезд, да и для переменных звезд — так именуемых “цефеид”. Первой из найденных цефеид была d цефея, которая меняла собственный сияние с амплитудой 1, температуру (на 800K) ,размер и спектральный класс. Цефеиды — это неуравновешенные звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют в итоге нарушения равновесия меж силой тяжести и внутренним давлением, при этом кривая конфигурации их характеристик припоминает гармонический законС течением времени колебания слабеют и затухают; к истинному моменту было найдено постепенное прекращение переменности у звезды RU Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменность на сто процентов закончилась. Периоды разных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все цефеиды — гиганты большенный светимости, при этом светимость строго зависит от периода по формуле M=-0,35-2,08lg(T). Потому что, в отличие от диаграммы диапазон — светимость, зависимость точная, то и расстояния можно определять наиболее буквально: зная из наблюдений период (T), можно найди абсолютную звездную величину (M), а зная абсолютную звездную величину и обнаружив из наблюдений относительную (m) можно отыскать расстояние. Таковой способ нахождения расстояний применяется не только лишь для определения расстояния до самих цефеид, да и для определения расстояний до дальних галактик, в составе которых удалось найти цефеиды (это создать не весьма тяжело, потому что цефеиды владеют довольно большенный светимостью).
Есть также остальные типы переменных звезд, которые не являются цефеидами. Обнаружены, к примеру, переменные звезды, у каких период около 1 года, есть также совершенно некорректные звезды, в периодах которых не удалось узнать никакой закономерности. В 70-ых годах внимание астрологов завлекли красноватые лилипуты, сияние которых нежданно увеличивается в несколько сотен раз в течение нескольких минут, при этом эти вспышки происходят не только лишь в оптическом спектре. Такие звезды окрестили вспыхивающими.
Яркости и светимости звезд.
Существую две величины, характеризующие звезду исходя из убеждений светимости: это абсолютная звездная величина (видимый сияние звезды, если б она находилась на расстоянии 10 пс) и светимость (количество энергии, испускаемое звездой за 1 с), и одна величина, характеризующая звезду исходя из убеждений того, как отлично мы ее лицезреем: видимая звездная величина. естественно, что видимая звездная величина зависит не только лишь от светимости, да и от расстояния до звезды.
Таблица 4: 10 самых ярчайших звезд и солнце.
Заглавие
видимая звездная величина (m)
Спектральный класс
Абсолютная звездная величина (M)
Светимость
Расстояние в св. Годах
Сириус
-1,6
A0
1,3
23
8,7
Канопус
-0,9
F0
-4,6
5200
~180
a Центавра
0,3
G0
4,7
1,0
4,29
Вега
0,1
A0
0,5
48
26,5
Капелла
0,2
G0
-0,5
120
45
Арктур
0,2
K0
0,0
76
36
Ригель
0,3
B8
-6,2
~23000
~650
Процион
0,5
F5
2,8
5,8
11,3
Ахернар
0,6
B5
-2,6
~800
~140
b Центавра
0,9
B1
-3,1
~1300
~200
Cолнце
-26,72
G4
4,8
1
8 сек.
Таблица 5: 10 самых близких звезд и солнце.
Заглавие
Видимая звездная величина
спектральный класс
Абсолютная звездная величина
Светимость
Расст. в световых годах
a Центавра A
0,3
G0
4,7
1,0
4,3
a Центавра B
1,7
K5
6,1
0,28
4,3
a Центавра C
11
M5e
15,4
5,2*10-5
4,3
Звезда Барнарда
9,5
M5
13,2
4,0*10-4
6,0
Вольф 359
13,5
M6e
16,6
1,7*10-5
7,7
Люйтен- 726-8 A
12,5
M6e
16,6
4*10-4
7,9
Люйтен- 726-8 B
13,0
M6e
15,6
3*10-4
7,9
Лаланд 21185
7,5
M2
10,5
4,8*10-3
8,2
Сириус A
-1,6
A0
1,3
23
8,7
Сириус B
7,1
Б. Лилипут
10,0
8*10-3
8,7
Cолнце
-26,72
G4
4,8
1
8 сек.
Из этих 2-ух таблиц отлично видно, что видимая звездная величина не зависит ни от расстояния ни от светимости по отдельности, а лишь от их совокупы.
температура звезд и методы ее нахождения.
Методы определения температуры поверхности звезд очень многообразны и они инспектируют друг друга, температура ядра звезды находится лишь исходя из сложных теоретических расчетов, и добивается нескольких миллионов градусов. Результаты внедрения различных методов отлично сходятся друг с другом (см. Температуры в табл. Звездных спектров). температуры звезд можно определять, улавливая получаемое от их тепло (и зная расстояние) при помощи термоэлементов; вычислять их по размеру и светимости звезд; вычислять по диапазону, который дает информацию о хим составе и степени ионизации газов (любой газ имеет свою температуру ионизации, получаемую экспериментально).
Скорости звезд.
Измерение скорости.
Для большинства звезд никакого перемещения увидеть не удается, поэтому что они очень далеки от нас, а наблюдения, хоть и проводились несколько 1000-летий вспять (Египет, Рим, Греция, Китай…), но были недостаточно точны и практически не сохранились до наших дней.
Для определения скорости звезд в наше время употребляются фото неба, которые весьма комфортно ассоциировать друг с другом. Также наблюдаемая скорость звезд зависит от направления настоящей скорости (см. набросок).
Для определения не наблюдаемой скорости употребляется способ спектрального анализа. Если источник колебаний (в данном случае световых) движется относительно нас, то длина волны этих колебаний, как они воспринимаются нами, изменяется — при сближении укорачивается (сдвигается к фиолетовому концу диапазона), при удалении возрастает (сдвигается к красноватому концу диапазона), то же самое относится и к приближающемуся либо удаляющему краю звезды. Невооруженным глазом это смещение практически неприметно, но полосы в диапазоне смещаются по формуле u=c (Dl/l) ,где u — скорость источника, c — скорость света, Dl- изменение частоты, l — обычная длина волны (законДоплера). Соединяя приобретенные значения для наблюдаемой и не наблюдаемой скоростей можно прийти к выводу не только лишь о скорости, да и о направлении движения звезды. К истинному времени определены наблюдаемые скорости для 100000 звезд и ненаблюдаемые для 7000. Это соединено с тем, что при определении наблюдаемых скоростей огромную роль играет расстояние и сама скорость, а для расчета ненаблюдаемых — видимая звездная величина, которой определяется возможность получить довольно точный диапазон.
размеры звезд.
Разумеется, что способы определения размеров планет к звездам не подступают, в связи с тем, что дисков большинства звезд не видно даже в самые массивные телескопы. Но удалось зрительно измерить поперечник для маленького количества звезд. В первый раз это было изготовлено в 1920 году для звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона.
Но есть косвенные способы определения размеров звезд по их светимости. Так как звезду можно представить как полностью темное тело, то закон излучения ей энергии в различных частях диапазона известен. Если знать температуру (п.4) звезды и ее светимость (п.3), то можно вычислить полную энергию, испускаемую звездой. сразу для нее, как для полностью темного тела можно вычислить полную энергию, испускаемую с единицы поверхности (по закону Стефана — Больцмана E~T4
). Таковым образом, зная сразу и удельную и полную энергию можно вычислить площадь поверхности звезду, а из нее, беря во внимание, что звезда — это шар и ее поперечник.
размеры звезд значительно различаются меж собой меж собой: есть лилипуты (они, как правило, белоснежные и жаркие), гиганты (красноватые и прохладные) и обыденные звезды, которых большая часть.
Белоснежные лилипуты.
Белоснежные лилипуты — предположительно итог эволюции звезд типа Солнца имеют массу приблизительно равную массе Солнца и не превосходящую 1,2 массы Солнца, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, как следует, плотность в 1 млн. раз больше солнечной. Вещество белоснежных карликов находится в состоянии вырожденного газа, при котором давление снутри звезды не зависит от температуры, а зависит лишь от плотности (потому на диаграмме диапазон — светимость нереально найти светимость БК по их температуре); но зато их масса зависит от радиуса (масса назад пропорциональна радиусу). Традиционным примеров белоснежного лилипута является Сириус B.
Обычные звезды (звезды главный последовательности).
Обычные звезды составляют большая часть звезд нашей галактики, в том числе и солнце
Красноватые гиганты.
Красноватые гиганты — это предположительно промежная эволюционную ступень межу нормальными звездами и белоснежными лилипутами. Их масса составляет приблизительно 10-100 масс Солнца (если они итог эволюции, то остается загадкой, откуда они берут недостающую массу), радиус 30-300 радиусов Солнца. Предположительно ядром КГ является БК, который занимает приблизительно 1% от его размеров и 25% от его массы.
Масса звезд; двойные звезды.
Современные способы наблюдения за звездами разрешают буквально найти массы лишь двойных звезд.
Физическая природа двойных звезд.
Двойные звезды — это две (время от времени встречается три и наиболее) звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс (см. Набросок). Есть различные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают различные (как правили это красноватый гигант и белоснежный лилипут). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды более отлично поддаются исследованию: для их, в отличие от обыденных звезд, анализируя их взаимодействие можно узнать практически все характеристики, включаю массу, форму орбит и даже приблизительно узнать свойства близлежащих к ним звезд. Обычно, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие обоюдного притяжения. много таковых звезд открыл и исследовал сначала нашего века российский астролог С. Н. Блажко.
Обнаружение двойных звезд.
Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются зрительно (1-ая и их была открыта еще старыми арабами) по изменению видимого блеска (здесь небезопасно перепутать их с цефеидами) (см. Набросок) и близкому нахождению друг к другу, хотя время от времени бывает, что две звезды случаем видны , а по сути находятся на значимом расстоянии и не имеют общего центра масс (т.н. оптически двойные звезды), но это встречается достаточно изредка.
Также, когда одна из звезд не видна, можно найти что звезда двойная по линии движения: линия движения видимой звезды будет не ровная, а зигзагообразная; при этом по чертам данной для нас линии движения можно вычислить вторую звезду, как, к примеру, это было в случае с Сириусом.
Измерение характеристик двойных звезд.
Если представить, что законглобального тяготения постоянен в хоть какой части нашей галактики, то, может быть, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1
+m2
)P2
)/((Mсолнца
+ mЗемли
)T2
)=A3
/a3
, где m1
и m2
— массы звезд, P — их период воззвания, T — один год, A — большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a — расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно отыскать сумму масс двойной звезды, другими словами массу системы. Массу каждой из звезд по отдельности можно отыскать, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра тяжести (x1
,x2
). Тогда x1
/ x2
= m2
/ m1
.Исследуя массы разных звезд, было выяснено, что их разброс не весьма велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца.
Другие характеристики двойных звезд (температура, яркость, светимость…) исследуются так же, как и у обыденных.
Соответствующие примеры двойных звезд.
a Центавра.
a Центавра состоит из 2-ух звезд — a Центавра А и a Центавра В.
a Центавра А имеет характеристики, практически подобные характеристикам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, поперечник 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине огромное полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0)
— 0,51. Период воззвания — 78,8 года, большая полуось — 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр масс системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость ориентирована к нам под углом 45o
и составляет 31 км/c.
Сириус.
Сириус, как и a Центавра тоже состоит из 2-ух звезд — А и В, но в отличие от нее обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, как следует, существенно огромную температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Масса Сириуса А — 2,5Mсолнца
, Сириуса В — 0,96Mсолнца
. Но при исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его длительно не могли найти из-за того, что его плотность в 75 тыщ раз больше, чем у Сириуса А, а как следует, размер и светимость ~ в 10 тыщ раз меньше. Это соединено с тем, что атомы Сириуса B находятся в на сто процентов ионизированном состоянии, а свет, как понятно, излучается лишь при переходе электрона с орбиты на орбиту.
Галлактика
Земля и планетки. Древние и современные исследования.
В первый раз получить достаточно четкие размеры нашей планетки удалось древнегреческому арифметику и астрологу Эратосфену в I веке до нашей эпохи (точность около 1,3%). Эратосфен нашел, что в полдень самого длинноватого денька лета, когда солнце в небе городка Асуана находится в наивысшем положении и его лучи падают вертикально, в Александрии в это время зенитное расстояние Солнца составляет 1/50 часть окружности (те 7о
12!
). Зная расстояние от Асуана до Александрии, он сумел вычислить радиус Земли, который по его подсчетам составил 6290 км..
Не наименее значимый вклад в астрономию занес мусульманский астролог и математик Бируни, живший в X-XI веке н. э.. Невзирая на то, что он воспользовался геоцентрической системой, ему удалось достаточно буквально найти размеры Земли и наклон экватора к эклиптике. Размеры планет им хоть и были определены, но с большенный ошибкой; единственный размер, определенный им относительно буквально — размер Луны.
В XV веке Коперник выдвинул гелиоцентрическую теорию о строении мира. Теория, как понятно, достаточно долгое время не имела развития, потому что была преследуема церковью. совсем система была уточнена И. Кеплером в конце XVI века. Так же Кеплер открыл законы движения планет и высчитал эксцентриситеты их орбит, на теоретическом уровне сделал модель телескопа. Галилей, живший несколько позже Кеплера, сконструировал телескоп с повышением в 34,6 раз, что позволило ему оценить даже высоту гор на Луне, также он нашел свойственное различие при наблюдении в телескоп звезд и планет: четкость вида и формы у планет была существенно больше, также нашел несколько новейших звезд.
В протяжении практически 2000 лет астрологи считали, что расстояние от Земли до Солнца равно 1200 расстояниям Земли, т.е. допуская ошибку приблизительно в 20 раз! В первый раз эти данные были уточнены лишь в конце XXVII века как 140 млн. км, т.е. с ошибкой на 6,3% астрологами Кассини и Рише. Они же обусловили скорость света как 215 км/c, что было значимым прорывом в астрономии, потому что ранее считали, что скорость света нескончаема. Приблизительно в это время Ньютоном был открыт закон глобального тяготения и разложения света на диапазон, что положило начало спектральному анализу через несколько веков.
В конце XVIII — начале XIX века был открыт способ спектрально анализа, при помощи которого было найдено присутствие на солнце нескольких хим частей, включая неведомый ранее гелий.
Расстояния до остальных планет солнечной системы в истинное время определяются при помощи III закона Кеплера: (Tа
/Tb
)2
=(Ra
/Rb
)3
,где Tа
и Tb
— периоды воззвания планет, а Ra
и Rb
— радиусы их орбит. Периоды воззвания планет могут быть измерены конкретно (для Земли — 365,26 суток, для Венеры — 224,70 суток…). Таковым образом, зная радиус орбиты Земли можно отыскать радиус орбиты хоть какой иной планетки галлактики. Массу остальных планет Солнечной системы и Солнца также определяют при помощи законов Кеплера. (Rпл
)3
=G (Mпл
+MС
)*(Tпл
)2
Благодаря научно-технической революции в наше время сделалось вероятным исследование разных галлактических объектов, включая звезды с большой точностью, что позволило узнать строение не только лишь солнечной системы, да и всей галактики, также остальных галактик.
солнце.
Солнце поближе к нам, чем остальные звезды, потому его можно изучить в особенности тщательно, и ассоциировать свойства остальных звезд уже с чертами Солнца для большей наглядности. Еще Галилей в 17 веке проводил наблюдения за Солнцем, найдя на нем пятна, и по их вращению сделал вывод о вращении Солнца вокруг собственной оси. к примеру, полное излучение Солнца составляет ~3.79*1026
Ватт, поперечник Солнца ~1,4*109
м., что ~в 109 раз больше поперечника Земли, масса Солнца ~2*1030
кг., температура фотосферы ~6000K, расстояние до Солнца ~1,49*1011
м. (что принято за единицу измерения расстояний в Солнечной системе- 1 астрономическую единицу). Более комфортно учить хим состав короны Солнца во время солнечных затмений, при которых она видна более ясно, но затмение явление довольно редчайшее и в 1930 г Лио изобрел коронограф- устройство, позволяющий следить корону и протуберанцы в хоть какое время. В процессе исследования диапазона Солнца были открыты три новейших элемента — гелий, короний и небулий. Два крайних в последствии оказались очень ионизированными атомами кислорода и железа.
Таблица 6: Хим состав Солнца.
Элемент
содержание в короне по размеру (%)
по числу атомов (%)
водород
81,760
90,7
гелий
18,170
9,1
кислород
0,03
0,09
магний
0,02
—
азот
0,01
0,01
кремний
0,006
—
углерод
0,003
0,05
железо
0,0008
0,007
кальций
0,0003
меньше 0,01
неон
—
0,01
Недра Солнца, согласно теоретическим расчетам должны быть беднее водородом. солнце представляет собой желтоватый лилипут класса G4, находящийся в главной последовательности. Наблюдения за Солнцем проводятся как в обыденные оптические телескопы с затененными стеклами, так и в неоптические телескопы, что дозволяет получить информацию о строении поверхности Солнца наиболее тщательно. к примеру, при помощи исследования и анализа палитра излучения от Солнца в момент вспышки удалось найти дейтерий и тритий, что является косвенным подтверждением теоретических выкладок о термоядерных реакциях на солнце. Благодаря наблюдениям за Солнцем сотворена теория эволюции звезд, изготовлены принципиальные открытия в области астрофизики, физики термоядерных реакций, химии и почти всех остальных областях.
движение галлактики.
Для четкого определения настоящих скоростей звезд естественно нужно сделать поправку на скорость самой солнечной системы. Предположив, что движение звезд хаотично, на небе берется участок с огромным числом звезд и измеряется средняя скорость движения в их. Таковым образом, беспорядочные движения взаимно исключаются и остается лишь то движение, которое является для их общим. Также при помощи спектрального анализа можно установить, в котором участке неба звезды в среднем с большей скоростью от нас удаляются, а в котором — приближаются. Из анализа приобретенных данных можно узнать скорость и направление движения солнечной системы. Как было выяснено галлактика движется со скоростью ~20 км/c по направлению к границе созвездий Лиры и Геркулеса.
]]>