Оцоцо. Практическая работа. Определение основных характеристик звёзд. Разберите решение задачи. Параллакс звезды Арктур 0,085. Определите расстояние до звезды. Дано Решение
 Скачать 0.68 Mb.
|
|
Урок Практическая работа. Определение основных характеристик звёзд». 1. Разберите решение задачи. Параллакс звезды Арктур 0,085”. Определите расстояние до звезды. Дано: Решение. Запишите формулу для определения расстояния Найти Подставьте значения r - ? Выразите расстояние в световых годах Ответ расстояние до звезды Арктур 38 св. лет. 2. Разберите решение задачи. Если бы по орбите Земли двигалась звезда с такой же массой, как у Солнца, каков бы был периоде обращения Дано Решение. А = 1 а.е. Запишите формулу для определения массы двойных звёзд: m 1 +m 2 = 2M Преобразуйте формулу, выразив период обращения звёзд: Найти Подставьте значения T - ? Ответ период обращения звёзд был бы равен 0,7 лет. 3. Разберите решение задачи. Во сколько раз Денеб больше Солнца Светимость и температуру поверхностизвезды выпишите из таблицы Основные сведения о наиболее ярких звёздах, видимых в России. Дано Решение L = 16000 Запишите формулу для определения радиуса звезды T = 9800 K Подставьте значения T = 6000 K Из таблицы Т К взято для Денеб. Найти Ответ Денеб больше Солнца враз. Решите задачу. Параллакс звезды Денеб 0,005”. Определите расстояние до звезды. 5. Решите задачу. У двойной звезды период обращения 100 лет. Большая полуось орбиты 40 а.е. Определите сумму масс двойной звезды 6. Решите задачу. Во сколько раз Капелла больше Солнца (для Капеллы Т К, L=16000) 5 08 , 0 1 r пк r 8 , 11 085 , 0 1 38 26 , 3 8 , 11 2 3 2 1 T A m m 2 Т 2 1 Т T T L R 47 9800 6000 16000 2 R Литература:Астрономия 11. авт Воронцов-Вельяминов Б.А., Страут Е.К. Дата сдачи- 07.05 . г на почту или скан-фото тетради на WhatsApp 8-900-909-51-45 Урок. Практическая работа Определение скорости движения звёзд в Галактике 1. Разберите решение задачи. Собственное движение звезды составляет 0,2” в год. Расстояние доне пк. Какова тангенциальная скорость звезды Дано Решение. Запишите формулу для определения тангенциальной скорости r = 10 пк Рассчитайте тангенциальную скорость звезды Найти Ответ тангенциальная скорость звезды 9,5 км/с. 2. Разберите решение задачи. В спектре звезды из задачи № 1 смещение линии гелия 5876 составляет 0,6 . Определите лучевую скорость звезды. Дано: Решение. Запишите формулу для определения лучевой скорости звезды при помощи спектрального анализа на основании эффекта Доплера , где Найти - скорость света. Рассчитайте лучевую скорость звезды Ответ лучевая скорость звезды 31 км/с. 3. Разберите решение задачи. Определите пространственную скорость звезды, используя ответы к задачами Дано Решение Запишите теорему Пифагора для определения пространственной скорости звезды . Рассчитайте пространственную скорость звезды Найти v - ? Ответ пространственная скорость звезды 32 км/с. 4. Решите задачу. Собственное движение звезды составляет 0,1” в год. Расстояние доне пк. Какова тангенциальная скорость звезды 5. Решите задачу. В спектре звезды из задачи № 4 смещение лабораторной длины волны 5000 составляет 0,17 . Определите лучевую скорость звезды. 6. Решите задачу. Определите пространственную скорость звезды, используя ответы к задачами 74 , 4 v ? v о А о А o A 5876 0 o A 6 , 0 c v r 0 с м с / 10 3 8 ? r v с км с м v r / 31 / 30633 10 3 5876 6 , 0 8 с км v / 5 , 9 с км v r / 31 2 2 r v v v 32 31 5 , 9 2 2 v о А о А Дата сдачи- 07.05 . г на почту или скан-фото тетради на WhatsApp 8-900-909-51-45 Урок, 30. Двойные звёзды Цель изучить, что такое двойные звезды. Тип урока. Изучение нового материала Ход урока. Однако не только цветом и температурой могут отличаться звёзды. Как показали наблюдения, многие из них образуют пары или являются членами сложных систем. При этом только в нашей Галактике примерно половина всех звёзд принадлежит к двойным системам. Двойными звёздами называют близко расположенные пары звёзд. Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные. В первом случае две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с другом. Хотя в действительности они могут располагаться на огромном расстоянии друг от друга. А вот физические двойные звёзды действительно расположены в пространстве рядом друг с другом. Они не только связаны между собой силами тяготения, но и обращаются около общего центра масс. Впервые идея о существовании двойных звёзд была выдвинута английским учёным и священником Джоном Мичеллом в 1767 году. А наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы в 1802 году Уильямом Гершелем. Первая известная ещё с древности звёздная пара — это Мицар и Алькор, наблюдаемые в ручке ковша Большой Медведицы. Эта звёздная пара — хороший пример оптической двойной звезды, так как Алькор отстоит от Мицара примерно на 12 угловых минут. Но, если посмотреть на Мицар в телескоп, то легко можно заметить, что он состоит из двух очень близко расположенных звёзд, названных Мицаром Аи Мицаром В. Эта звёздная пара — пример физической двойной звезды. Когда число звёзд в системе, связанных взаимным тяготением, оказывается больше двух, то их называют кратными Существуют звёзды тройные, четверные и даже более высокой кратности. Примером кратных звёзд может служить тройная звезда α Центавра. Причём, что интересно, одна из компонентов — Проксима — является ближайшей к Земле звездой после Солнца. К кратным звёздам принято причислять звёзды, имеющие менее 10 компонентов. Если же в системе насчитывается большее количество звёзд, то её называют звёздным скоплением. Классическим примером служит рассеянное скопление Плеяд, видное на ночном небе невооружённым глазом. Физические двойные звёзды, в зависимости от способа их наблюдения, принято делить на несколько классов. Рассмотрим их поподробнее. Визуально-двойные звёзды — это двойные звёзды, компоненты которых можно увидеть раздельно (в телескоп или сфотографировать. Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа. Поэтому все известные визуально-двойные звёзды расположены в окрестностях Солнца сочень большим периодом обращения вплоть до нескольких тысяч лет. А их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов нашей Солнечной системы. В связи с этим, из свыше 110 000 таких объектов менее чему сотни орбиты определены с большой точностью. Оказалось, что относительное видимое движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону площадей. Следовательно, в двойных системах обращения звёзд вокруг общего центра масс происходят в соответствии с законами Кеплера и подчиняются закону всемирного тяготения Ньютона. Из этого следует, что при известном расстоянии до этих систем использование третьего обобщённого закона Кеплера позволяет определить их массу. Для этого достаточно сравнить движение спутника звезды сдвижением Земли вокруг Солнца. Приняв массу Солнца равной единице большую полуось земной орбиты равной одной астрономической единице и пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим соотношение, по которому можно определить суммарную массу двойной системы, выраженную в массах Солнца Если же необходимо вычислить массу каждого компонента звёздной пары, то надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния от общего центра масс Тогда отношение масс компонентов звёздной пары будет обратно пропорционально отношению больших полуосей их орбит Для примера давайте с вами определим сумму масс и массу звёзд двойной звезды, годичный параллакс которой составляет 0,08’’. Будем считать, что период обращения компонентов равен 56 годам, а большая полуось видимой орбиты равна 3’’. Компоненты звезды отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1 : 7. Наблюдения за двойными звёздами и оценка их масс для различных типов показали, что · массы звёзд колеблются в пределах 0,03—60 масс Солнца. Причём наибольшее количество звёзд имеет массу от 0,4 до 3 масс Солнца · существует зависимость между массами звёзд и их светимостями, что даёт возможность оценивать массы одиночных звёзд. Так, если масса звезды лежит в интервале от 0,5 до 10 масс Солнца, то её светимость пропорциональна 4 степени массы. Если же масса звезды больше 10 масс Солнца, — то 2 степени. Второй класс двойных систем составляют затменно-двойные или затменно-переменные звёзды. Они представляют собойтесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких суток по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами. Это приводит к тому, что угловое расстояние между звёздами очень мало. Поэтому мы не можем увидеть компоненты системы по-отдельности. Однако судить о том, что система действительно является двойственной, можно по периодическим колебаниям её блеска. Предположим, что плоскости орбит звёзд получу зрения практически совпадают. Тогда при обращении звёздной пары, когда один из компонентов оказывается впереди или сзади другого, наблюдаются затмения. Разность звёздных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой. А промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами — периодом переменности. Классическим примером затменно-переменной звезды является звезда β Персея (Алголь. Она каждые 2,567 суток затмевается на девять 9,6 часа.Пока известно около 4000 затменно-двойных звёзд. Следующий класс представляют спектрально-двойные звёзды. Это такие звёзды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений. Представьте, у насесть две звезды одна массивная и яркая А, вторая — менее яркая и массивная В. Обе они обращаются вокруг общего центра масс системы, то приближается к наблюдателю, то удаляется от него. Вследствие эффекта Доплера в первом случае линии в спектре звезды будут смещаться в фиолетовую область спектра, а во втором — в красную. Причём период этих смещений будет равен периоду обращения звёзд. Интересно, что благодаря этому методу в 1995 году у звезды 51 Пегаса был обнаружен спутник, масса которого составляла около половины массы Юпитера. Так была найдена первая экзопланета так называют планеты, находящиеся вне Солнечной системы. На середину октября 2017 года спектральным методом достоверно подтверждено существование 3672 экзопланет в 2752 планетных системах. И последний класс двойственных систем представляют астрометрически-двойные звёзды. Они представляют собой очень тесные звёздные пары, в которых одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость. Двойственность такой звезды можно обнаружить лишь по отклонениям яркой компоненты от прямолинейной траектории тов одну, тов другую сторону. Вычисления показали, что такие возмущения пропорциональны массе спутника. Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных систем. Домашнее задание. Ответить в тетради на вопросы а)что такое двойные звезды, б)назовите их классы.2.Спишите решенную задачу. Литература:Астрономия 11. авт Воронцов-Вельяминов Б.А., Страут Е.К. Дата сдачи- 07 .05 . г на почту или скан-фото тетради на WhatsApp 8-900-909-51-45 Урок 31, 32. Тема. Наша Галактика. Другие Галактики. Метагалактика. Цель Ввести понятия:Галактика, Млечный Путь, наша Галактика (ее ядро, спиральные рукава, состав, звездные скопления, туманности, Метагалактика . Тип урока. Изучение нового материала Галактика - это гигантская звёздная система, состоящая приблизительно из 200 млрд. звёзд (в их число входит и наше Солнце В ней также содержится значит. количество газа и пыли Галактика пронизана магнитными полями, заполнена частицами высоких энергий - космическими лучами. Многообразный мир галактик Еще в 19 в астрономы полагали, что Вселенная состоит из звезд. Смелые догадки некоторых мыслителей о том, что светила в бесконечной Вселенной могут быть сгруппированы в гигантские звездные системы, большинством ученых принимались скептически. Только впервой половине ХХ века благодаря развитию техники астрономы смогли увидеть, что туманные пятна, видимые на небосводе это огромные скопления светил, которые расположены далеко за пределами нашей Галактики. Огромные звездные системы разделены в пространстве колоссальными расстояниями, которые даже свет, распространяющийся со скоростью 300 тыс. км/с, преодолевает многие миллионы лет. Мир галактик необъятен. Много лет американский ученый Эдвин Хаббл изучал галактики и классифицировал их по внешнему виду. Он выделил три вида спиральные, эллиптические и неправильные галактики. Спиральные галактики – самый многочисленный тип галактик. К нему относятся наша Галактика и гигантская туманность Андромеды, удаленная от нас примерно на 2 млн. св. лет. Подобные звездные системы состоят как бы из двух частей – центральной сферы и диска. Если посмотреть на нее Сверху, то можно заметить, что из сферы выходят несколько спиралей. Самые яркие и массивные звезды галактики находятся в спиральных рукавах а между ними и слабые и маломассивные желтые и красные звезды. У галактик, как и у звезд и планет, есть спутники. Например, у галактики Водоворот имеет на конце одной из ветвей небольшую галактику – спутник, который обращается относительно центра материнской галактики. Эллиптические галактики имеют вид шара, а иногда напоминают лимон. Их яркость плавно уменьшается от центра к краям. (Они составляют примерно 25% от всех галактик. По размерам эти галактики очень разнообразны – среди них встречаются и гиганты, и карлики. Большинство эллиптических галактик практически не имеет в своем составе межзвездного газа. Население этих галактик – старые звезды, подобные Солнцу или менее массивные. Цвету эллиптических галактик красный. Для Неправильных галактик характерна неправильная, размытая клочковатая структура и отсутствие четко выраженного центрального ядра. Неправильные галактики, не обнаруживая интересных закономерностей в своем строении, имеют, как правило, небольшие массу и размер. В таких звездных системах содержится много газа – до 50% общей массы. (К этому классу принадлежит примерно 5 % галактик. Наша Галактика. 1. Млечный Путь В ясную безлунную ночь, вдали от городских огней, на небе отчетливо видна серебристая туманная полоса, рассекающая его надвое. Это МЛЕЧНЫЙ путь. Древнегреческий миф объясняет его происхождение так. Зевс приказал, чтобы его сына Геракла, рожденного земной женщиной, поднесли к груди спящей богини Геры. Вкусив божественного молока, Геракл стал бы бессмертным. Однако, Гера проснулась ив гневе оттолкнула младенца. Брызнувшее молоко белой полосой навечно опоясало небесную сферу При невооруженном взгляде на небо кажется, что звезды и Млечный путь никак не связаны между собой и обладают различной физической природой. В разные времена расплывчатую светящуюся полосу считали облаком раскаленных газов в атмосфере Земли, результатом причудливого рассеяния солнечного света. Верную догадку о том, что наш Млечный Путь на самом деле является гигантским скоплением звезд, высказал еще древнегреческий философ Демокрит (ок. 460-0370 г.г. до н.э.). Почти две тысячи лет спустя, вначале века, ее правильность подтвердил итальянский ученый Галилео Галилей. Наведя на Млечный Путь свой самодельный телескоп, он увидел, что туманная лента в действительности состоит из множества слабых звездочек. Это было первое достоверное свидетельство того, что звезды не заполняют равномерно все пространство Вселенной. Другой астроном-наблюдатель Вильям Гершель в 18 веке впервые представил форму нашей звездной системы- Звезды, нами видимые, не разбросаны в пространстве без порядка, но образуют слой, которого толщина незначительна в сравнении с длиною и шириною. Он предложил модель Галактики (в г. Доказал, что Млечный Путь с Солнцем обособленная звездная система, хотя окончательно наличие галактик установил Э. Хаббл в г. Как вы уже знаете, во Вселенной множество подобных систем (звездных скоплений, их теперь тоже называют галактиками, от греческого «галактиос» - молочный. А чтобы отличить от прочих нашу звездную систему, ее название пишут с заглавной буквы – Галактика. Итак, Млечный Путь - Полоса туманного света, опоясывающая небо, которая образуется светом огромного количества звезд нашей Галактики, возраст которой около 15 млрд.лет. Состав и строение Галактики Галактику Млечный Путь относят к классу спиральных систем ее населяют по разным оценкам от 200 млрд. звезд до триллиона, а также многочисленные газопылевые облака. Большая часть звезд и практически все межзвездное вещество сосредоточены в диске диаметром около 120 000 световых лети толщиной около 1000 световых лет. В центре диска расположено шарообразное уплотнение диаметром около 30 тыс. световых лет астрономы называют его английским по происхождению словом «балдж». Большая часть вещества сконцентрирована в тонком слое толщиной около 2000 световых лет, ближе к его внешним краям. Звезды распределены в немного более толстом диске. Радиус центрального балджа равен приблизительно 15000 световых лет. Если бы человеку посчастливилось взглянуть на галактический диск сверху, то он увидел бы несколько гигантских закрученных спиральных ветвей, или рукавов, отходящих от балджа. Изучение динамики звезд и межзвездного вещества показывает, что наблюдаемое светящееся вещество составляет до 10% общей массы Галактики. Остальное - так называемое темное вещество, еще не идентифицированное. В рукавах сконцентрированы области звездообразования и ионизированного водорода. В пространстве между рукавами средняя плотность вещества в два или три раза ниже, чем внутри рукавов. Солнце расположено внутри диска на расстоянии около 28000 световых лет от центра Галактики, вблизи внутреннего края одного из спиральных рукавов (между рукавами Стрельца и Персея. Без преувеличения можно утверждать, что самая загадочная область Галактики – это ядро. Самое внутреннее ядро размером около 100 световых лет, расположенное в направлении созвездия Стрельца, скрыто от прямого оптического наблюдения плотной непрозрачной пылью. Однако наблюдения в инфракрасном и радиодиапазонах, а также в гамма- и рентгеновских лучах позволяют сделать вывод, что ядро содержит плотноупакованную сферу звезд - красных гигантов, отдельные плотные газовые конденсации. Определив скорости звезд в этом центральном скоплении Галактики, астрономы установили, что их движение вызывается чрезвычайно массивным телом очень небольших размеров. Такими свойствами обладают только черные дыры. По поводу вероятной массы черной дыры не существует единого мнения некоторые астрономы предполагают, что она может составлять всего 100 солнечных масса другие считают, что она достигает миллиона солнечных масс. ЕЕ притяжение стягивает газ из окрестностей ядра, ион закручивается вокруг черной дыры в виде диска, словно в гигантском космическом водовороте. Диск нашей звездной системы довольно быстро вращается вокруг ее ядра, ноне как единое целое – внутренние области совершают оборот быстрее, чем внешние. Солнце облетает вокруг центра галактики за 220 млн. лет (Галактический год) двигаясь со скоростью порядка 250 км/с. Вокруг Галактики расположена разрежённая область - гало, почти сферической формы с центром в ядре, радиус которой не менее 50000 световых лет. Гало содержит шаровые скопления и самые старые звезды Галактики. По сравнению с диском и центральным балджем, в гало имеется очень мало светящегося вещества, хотя изучение гравитационного поля показывает, что невидимая компонента массы Галактики, вероятно, распределена в сфере вокруг Галактики, а не сконцентрирована в диске. Предполагается, что это темное вещество распространено в пространстве на расстояниях досветовых лет, заполняя область, которую иногда называют галактической короной. Эта область выходит далеко за пределы гало, определенные видимыми объектами. МЕТАГАЛАКТИКА За пределами нашей Галактики астрономы обнаружили миллионы других грандиозных систем, похожих на нашу или отличных от нее. Ученые пришли к выводу, что звезды во Вселенной распределены неравномерно, а образуют скопления, которые могут включать даже тысячи звездных систем. Астрономы считают, что все видимые в настоящее время галактики составляют часть Метагалактики – так принято называть всю наблюдаемую область Вселенной. Возможно, и сама Метагалактика, в свою очередь, -лишь составляющая еще более огромной системы и таких образований во Вселенной бесчисленное множество. Звездные скопления - группы звезд связанных силой тяготения. В будущем скопление стареет и разрушается под действием внутренних и внешних сил (рассеянное разрушается быстрее. Открыл скопления В. Гершель (1738-1822, Англия) с г по г (более 250 и составил три каталога. Рассеянное - содержат от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд (от 10 до сотни масс Солнца, распределенных в области размером в несколько световых лет (от 1,5 до 20пк). Члены такого скопления находятся на значительно большем удалении друг от друга, чем в шаровых скоплениях. (в среднем 1зв/пк 3 , в центре до 80зв/пк 3 ). Известно около 1200 рассеянных скоплений. Эти скопления относительно молоды (звезды 1 типа, богатые металлами, обычно содержат много горячих и очень ярких звезд, имеют возраст максимум до 3 млрд.лет. Они расположены в диске Галактики и поэтому на небе лежат в пределах Млечного Пути. Они движутся почти по круговым орбитам со скоростью 150-200 км/с. Среди общеизвестных рассеянных скоплений выделяются Плеяды, Гиады и "Шкатулка драгоценностей. Шаровое -Плотное скопление сотен тысяч или даже миллионов звезд (в основном красные гиганты и субгиганты), форма которого близка к сферической. Самое яркое шаровое скопление в небе - Омега Центавра (ω Cen) диаметром 620 световых лет. Это одно из самых старых известных шаровых скоплений, возраст которого, как полагают, достигает 13 млрд. лет. Некоторые самые старые звезды нашей Галактики также содержатся в шаровых скоплениях. Шаровые скопления распределены внутри сферического гало вокруг Галактики и движутся по очень вытянутым эллиптическим орбитам вокруг центра Галактики со скоростями более 50 км/с. Известно более 150 таких скоплений. Звезды в шаровых скоплениях имеют низкое содержание элементов тяжелее гелия. Это согласуется с предположением о том, что они сформировались из первоначального вещества Галактики до того, как межзвездная среда обогатилась элементами, образующимися только внутри звезд. Между звездами и межзвездной средой происходит непрерывное взаимодействие, которое приводит к возникновению целого ряда разнообразных компонентов темных облаков газа и пыли, областейионизированного водорода и нейтрального водорода, молекулярных облаков, глобула также очень горячего разреженного газа и высокоэнергичных частиц космических лучей. Туманности - облако межзвездного газа и пыли. Этот термин раньше использовался для объектов, о которых теперь известно, что они представляют собой галактики. Например, большую "туманность Андромеды" теперь правильнее называть галактикой Андромеды. Плотность в туманностях очень мала и составляет порядка 10 -18 - 10 -20 кг/м 3 Эмиссионная туманность светится в присутствии ультрафиолетового излучения отражающая туманность отражает свет звезд. Поглощающая туманность (темные) представляет собой темное образование и обычно видна лишь силуэтом на фоне светящейся туманности или на ярком звездном фоне. Среди других объектов, состоящих из светящегося газа и также называемых туманностями, выделяются планетарные туманности и остатки сверхновых. Межзвездная пыль - маленькие частицы в межзвездной среде. Частицы межзвездной пыли размером 0,005 - 1 мкм) в межзвездной среде обычно смешаны с газом. Составляя меньше 1% массы межзвездной среды, пыль поглощает гораздо больше света и генерирует гораздо больше инфракрасного излучения, чем газ. Свет звезд, рассеиваемый частицами пыли, создает отражающую туманность. Большая часть пыли, как полагают, порождается при оттоке вещества от холодных красных гигантов. По мере того, как с увеличением расстояния от звезды газ охлаждается, происходит конденсация твердых веществ. Обнаруженное у таких звезд инфракрасное излучение показывает, что они ив самом деле окружены оболочками пыли. Вещество может конденсироваться в зерна также внутримолекулярных облаков. Домашнее задание. Устно ответить на вопросы- Что такое Галактика - Кто классифицировал галактики - Назовите виды галактик - Какие галактики называются спиральными - Какие галактики называются эллиптическими - Какие галактики называются неправильными - Откуда произошло название Млечный путь - К какому виду галактик относится наша Галактика - Дайте характеристику Галактики - Какие бывают звездные скопления - Что представляют собой туманности Литература:Астрономия 11. авт Воронцов-Вельяминов Б.А., Страут Е.К. Дата сдачи- 07 .05 . г на почту или скан-фото тетради на WhatsApp 8-900-909-51-45 Урок 33,34. Тема. Происхождение и эволюция звезд. Тип урока Изучение нового материала Цели урока рассмотреть вопросы, связанные с жизнью звёзд различной массы и её отражение на диаграмме «спектр–светимость»; гравитационный коллапс и взрыв белого карлика в двойной системе из-за перетекания на него вещества звезды-компаньона; гравитационный коллапс ядра массивной звезды в конце её жизни. Оценка возраста звёздных скоплений. Тип урока Изучение нового материала. Ход урока. Эволюция - изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания. Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Рассмотрим эволюцию звезд на примере Солнца. Солнце имеет свой жизненный цикл. Оно образовалось в результате гравитационного сжатия плотного газопылевого облака. По мере сжатия температура и плотность облака возрастает, и оно испускает излучение в инфракрасном диапазоне спектра. Облаков этом состоянии называется протозвездой. Температура в недрах протозвезды постепенно возрастает, и когда она достигает нескольких миллионов кельвинов, начинается термоядерная реакция, в результате которой из водорода синтезируется гелий. Протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Как уже говорилось, Солнце относится к главной последовательности, а его возраст составляет примерно 4,5 миллиарда лет. После того, как водород на Солнце закончится, оно начнет раздуваться, превращаясь в красный гигант. Размеры Солнца возрастут в десятки раз, оно поглотит Меркурий и Венеру, и уничтожит жизнь на Земле. Это произойдет приблизительно через 5 миллиардов лет. Температура ядра станет настолько высока, что начнет происходить реакция превращения гелия в углерод. Раздувшаяся оболочка Солнца будет уже слишком слабо притягиваться ядром и постепенно рассеется, образовав так называемую планетарную туманность. После того, как оболочка окончательно рассеется, останется только ядро – белый карлик. Этот белый карлик будет очень медленно остывать, постепенно превращаясь в черный карлик. Эволюция Солнца Эволюционный трек на диаграмме Герцшпрунга-Рессела для звезды типа Солнца Следует заметить, что есть и другие варианты эволюции звезд, в зависимости от их массы. Итак, основные стадии эволюции звезд таковы сначала образуется плотное газопылевое облако, которое под действием собственной гравитации коллапсирует в протозвезду. После начала термоядерной реакции в горячем ядре, протозвезда превращается в звезду главной последовательности. Когда в звезде заканчивается водород, она начинает раздуваться, превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта. А вот после этого есть несколько вариантов развития событий. Один из них был только что рассмотрен – это превращение звезды в белый карлика затем ив черный карлик. Такой путь развития характерен для звезд, масса которых не превышает две солнечные массы. Ядра более массивных звезд могут колоссально сжаться под действием собственной гравитации, что приведет к превращению протонов в нейтроны. Этот объект будет называться нейтронной звездой. Эволюция звезд Для сверхмассивных звезд возможен несколько иной вариант развития событий ядро сверхгиганта начинает сжиматься, в результате чего, вновь увеличивается плотность и температура. Это приводит к новой последовательности термоядерных реакций, в процессе которых синтезируются все более тяжелые элементы. В конечном итоге, синтезируется железо 56 (Fe-56), обладающее самым большим дефектом масс, поэтому дальнейшее образование других веществ с выделением энергии уже невозможно. Когда железное ядро достигает определенных размеров, вновь происходит коллапс ядра. Буквально через несколько секунд после этого происходит взрыв сверхновой звезды. На сегодняшний день еще неизвестно, что именно приводит к взрыву, но этот взрыв выносит значительную часть накопленного материала вместе со струями нейтрино в межзвездное пространство. Выброшенное вещество может послужить материалом для образования новых звезд. От начальной звезды остается нейтронная звезда. Но если звезда обладала достаточно большой массой, то коллапс может продолжаться даже после образования нейтронной звезды. Тогда звезда становится черной дырой. Согласно общей теории относительности, черные дыры могут искажать пространство и замедлять время в непосредственной близости от себя. На данный момент, многие вопросы о сверхновых, нейтронных звездах и черных дырах остаются открытыми. В нашей Галактике 1 сверхмассивная черная дыра Стрелец Аи множество черных дыр звездной массы. Фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела. Диаграмма Герцшпрунга–Рассела Существует два предела разделяющие три основных (по нынешним представлениям) конечных пункта эволюции звёзд.Предел Чандрасекара- это верхний предел массы белого карлика, в качестве значения обычно берётся 1,4 солнечных массы, дальше уже идут нейтронные звёзды, а предел Оппенгеймера-Волкова- это верхний предел массы нейтронной звезды, дальше уже идут "чёрные дыры".Современные оценки предела Оппенгеймера — Волкова лежат в пределах 2,5—3 солнечных масс. Домашнее задание. Решить тест в тетради. Тест. Эволюция звезд. 1. Если звезды нанести на диаграмму спектр–светимость (Герцшпрунга–Рессела), то большинство из них будут находиться на главной последовательности. Из этого вытекает, что А) на главной последовательности концентрируются самые молодые звезды Б) продолжительность пребывания на стадии главной последовательности превышает время эволюции на других стадиях В) это является чистой случайностью и не объясняется теорией эволюцией звезд Г) на главной последовательности концентрируются самые старые звезды 2. Диаграмма Герцшпрунга–Рессела представляет зависимость между А) массой и спектральным классом звезды Б) спектральным классом и радиусом В) массой и радиусом Г) светимостью и эффективной температурой. 3. Огромное сжимающееся холодное газопылевое облако, из которого образуются звезды, называется А) цефеидой; Б) протозвездой В) планетарной туманностью Г) рассеянным скоплением. 4. Звезда на диаграмме Герцшпрунга–Рессела, после превращения водорода в гелий, перемещается по направлению А) вверх по главной последовательности, к голубым гигантам Бот главной последовательности к красным гигантами сверхгигантам В) в сторону низких светимостей; Г) в сторону ранних спектральных классов Д) звезда любой массы в процессе эволюции однажды попав на главную последовательность от нее не отходит. 5. Область белых карликов на диаграмме Герцшпрунга–Рессела расположена А) в верхней левой части диаграммы Б) в верхней правой части диаграммы В) в нижней левой части диаграммы Г) в нижней правой части диаграммы 6. Красные гиганты – это звезды А) больших светимостей и малых радиусов Б) больших светимостей и низких температур поверхности В) больших температур поверхности и малых светимостей; Г) больших светимостей и высоких температур 7. Эволюция звезд это А) процесс превращения из протозвезды и последующее постоянное излучение без изменения светимости Б) изменение светимости звезды со временем вследствие сильнейших потоков вещества типа солнечного ветра В) изменение химического состава и внутреннего строения с изменением светимости в результате реакций термоядерного синтеза Г) изменение светимости звезды со временем из-за увеличения массы звезды в результате поглощения межзвездного газа и пыли. 8. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры являются Атипичными звездами главной последовательности Б) последовательными стадиями эволюции массивных звезд В) конечными стадиями звезд различной массы Г) начальными стадиями образования звезд различной массы 9. Звезда, ядро которой имеет размеры 10–30 км, и массу, близкую к массе Солнца, состоящую в основном из нейтронов, называют А) новой Б) протозвездой В) коллапсаром; Г) нейтронной. Что в большей степени определяет характер эволюции звезды А) радиус Б) масса В) плотность Г) спектральный класс;Д) химический состав Литература:Астрономия 11. авт Воронцов-Вельяминов Б.А., Страут Е.К. Дата сдачи- 07 .05. г на почту или скан-фото тетради на WhatsApp 8-900-909-51-45 |