Реферат по астрономии на тему Физика звезд Работу выполнила ученица 11-го класса Э Платонова Вера 2002 год.
    Содержание:
     1. Многообразие звезд. III
    1.1. Светимость звезд, звездная величина. III
    1.2. Размеры, массы, плотность звезд. IV
    1.3. Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров. V 2. Физические процессы, происходящие в недрах звезд. VIII
    2.1. Термоядерный синтез. VIII
    2.2. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд. IX
    2.3. Переменные звезды. Новые и сверхновые. IX
    2.4. Конец звезды - белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. XI 3. Самая типичная звезда. XIII
    3.1. Физические параметры Солнца. XIII
    3.2. Внутреннее строение Солнца. XIII
    3.3. Солнечная атмосфера. XIV 4. Список используемой литературы: XVI
    
    1. Многообразие звезд.
    1.1. Светимость звезд, звездная величина.
    Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости - одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.
    Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие - это звезды первой величины (сокращенно - 1m, от латинского magnitudo - величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2 m) и так далее до шестой группы - едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6 m в 100 раз.
    Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп - 6-ти метровый рефлектор - позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)
    С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце - -26,7.
    В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:
    E1/E2=(5v100)m3-m1?2,512 m2-m1
    , где E1 и E2 - освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1 и m2 - их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.
    Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.
    Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.
    Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. ............