Задание по Астрономии № 6
Тема: Основных характеристики звёзд. Белые карлики, нейтронные, двойные, кратные и переменные звёзды. Новые и сверхновые звёзды. Эволюция звёзд.
Изучить материалы учебника «Астрономия»:
Глава 5. АСТРОФИЗИКА И ЗВЁЗДНАЯ АСТРОНОМИЯ (§ 22 - 27).
Выучить и письменно описать следующие понятия:
1)основные характеристики звёзд;
светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени (L),
температура поверхности,
масса,
радиус.
Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга - Рассела (Спектр – Светимость представлена на картинке)
2)что лежит в основе спектральной классификации звёзд;
Спектральный анализ. Газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. Связь спектра звезды с ее температурой.
3) описать диаграмму «спектральный класс - светимость звёзд»;
4) описать связь между массой и светимостью звезды;
Зависимость масса — светимость — в астрофизике уравнение, показывающее связь между массой звезды и её светимостью. Данное уравнение имеет вид
L L ⊙ = ( M M ⊙ ) a , {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}=\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{a},} 
где L⊙ и M⊙ — светимость и масса Солнца, 1 < a < 6. Значение a = 3.5 обычно используется для звезд главной последовательности[2] с массами 2M⊙ < M < 20M⊙ и не применимо к красным гигантам или белым карликам. В случае достижения звездой предела Эддингтона значение a = 1.
Для различных диапазонов масс звезд зависимость масса-светимость выглядит следующим образом:
L L ⊙ ≈ 0.23 ( M M ⊙ ) 2.3 ( M < 0.43 M ⊙ ) {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}\approx 0.23\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{2.3}\qquad (M<0.43M_{\odot })} 
L L ⊙ = ( M M ⊙ ) 4 ( 0.43 M ⊙ < M < 2 M ⊙ ) {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}=\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{4}\qquad \qquad (0.43M_{\odot }
L L ⊙ ≈ 1.5 ( M M ⊙ ) 3.5 ( 2 M ⊙ < M < 20 M ⊙ ) {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}\approx 1.5\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{3.5}\qquad (2M_{\odot }
L L ⊙ ≈ 3200 M M ⊙ ( M > 20 M ⊙ ) {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}\approx 3200{\frac {M}{M_{\odot }}}\qquad \qquad (M>20M_{\odot })} 
Для звезд с массами меньше 0.43M⊙ основным механизмом переноса является конвекция, что значительно меняет соотношение. Для звезд с массами, превышающими 20M⊙, зависимость принимает вид L ∝ M.[1] Можно показать, что данное изменение зависимости возникает благодаря увеличению давления излучения в массивных звездах. Данные уравнения получены эмпирически при определении масс звезд в двойных системах, расстояние до которых известно из измерений параллаксов или при применении других методов. При нанесении данных о достаточно большом количестве звезд на график с логарифмическим масштабом осей точки образуют линию, наклон которой показывает величину a.
Зависимость масса-светимость важна, поскольку позволяет оценить расстояние до двойных систем, которые слишком далеки для того, чтобы было возможным измерение их параллакса, в рамках метода динамических параллаксов. Также данная зависимость может быть использована для определения времени жизни звезды, поскольку оно приблизительно пропорционально отношению M/L.
5) описать устройство звёзд главной последовательности, красных гигантов и сверхгигантов;
КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ, звёзды с высокой светимостью [до 105– 106 светимостей Солнца (L☉)] и низкой эффективной темп-рой (3000–5000 К). Согласно Йерксской спектральной классификации, они относятся соответственно к спектральным классам K и M и классам светимости III и I (или 0 в случае наиболее массивных красных сверхгигантов – т. н. гипергигантов). Радиусы красных гигантов достигают сотен радиусов Солнца (R☉ ), а красных сверхгигантов – тысяч R☉. К. г. и с. излучают преим. в красной и ИК-областях спектра. Характерная особенность спектров К. г. и с. – присутствие линий излучения металлов, линий H и K Ca II, Ca I, молекулярных полос поглощения. К типичным красным гигантам относится Альдебаран (светимость ≈160L☉, радиус ≈25R☉), к красным сверхгигантам – Бетельгейзе (≈7·104L☉, ≈700R☉).
Для К. г. и с. характерно интенсивное истечение вещества поток, которого может достигать 10–5– 10–4M☉ в год. Звёздный ветер возникает под действием давления излучения, пульсационной неустойчивости, ударных волн в коронах звёзд. Потеря вещества и его охлаждение могут приводить к возникновению огромных газово-пылевых околозвёздных оболочек, полностью поглощающих видимое излучение звёзд. Такие объекты излучают в ИК-диапазоне спектра (т. н. OH/IR-звёзды).
6)описать устройство белых карликов;
Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца. В каком случае они появляются? Когда в центре звезды, например, как наше Солнце, выгорает весь водород, ее ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в красного гиганта. Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью. Как видите красные гиганты и белые карлики очень тесно взаимосвязаны.
Процесс охлаждения белого карлика и кристаллизации его центральной части
Сжатие ядра происходит до крайне малых размеров, но, тем не менее, не превышает предела Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать в виде белого карлика.
Виды белых карликов
Спектрально их разделяют по двум группам. Излучение белого карлика делят на наиболее распространенный «водородный» спектральный класс DA (до 80 % от общего количества), в котором отсутствуют спектральные линии гелия, и более редкий «гелиевый белый карлик» тип DB, в спектрах звезд которого отсутствуют водородные линии.
7) описать, что представляет собой чёрная дыра;
Черные дыры – одни из наиболее интересных и таинственных объектов в космическом пространстве. Обладают высокой плотностью, а гравитационная сила настолько мощная, что даже свету не удается вырваться за ее пределы.
Впервые о черных дырах заговорил Альберт Эйнштейн в 1916 году, когда создал общую теорию относительности. Сам термин возник в 1967 году благодаря Джону Уилеру. А первую черную дыру «заметили» в 1971 году.
Солнце излучает энергию - оно светлое. Предметы, тела, которые отражают лучи, тоже светлые. Всё, что излучает или отражает, светлое или цветное.
Чёрные дыры поглощают световые лучи, этим и объясняется их чёрный цвет. Чёрные дыры, как определили ваши учёные, обладают способностью притягивать не только излучения, но и материальные предметы и вещества. По мнению некоторых из них, чёрные дыры - это материя, сжатая максимально до массы, вызывающей колоссальные гравитационные силы. На самом деле чёрные дыры - это не уплотнение материи или наоборот абсолютная пустота, а вход в различные пространства и подпространства, вызывающий поблизости искривления пространства, искривления, по которым в них "скатываются" материальные предметы. Вещество засасывается в них по двум причинам:
I). Искривление пространства в любом месте действует «как горка» на плоскости, с которой неминуемо скатываются в дыры предметы, стремясь занять самое устойчивое положение, которое неминуемо находится в самой впадине, т.е. в чёрной дыре.
2). Засасывание материальных тел происходит по принципу насоса. Всасывающая сила создаётся за счёт разности энергетических потенциалов соединяемых пространств или миров.
Чёрные дыры - это тоннели связи между различными пространствами. Главный механизм засасывания в тоннель – это разность энергетических потенциалов тех пространств или миров, которые соединяет тоннель.
8) описать устройство двойных и кратных звёзд;
Система из двух связанных силами гравитации звёзд называется двойной звёздной системой или просто двойной звездой.
В первую очередь следует подчеркнуть, что не все оптически рядом расположенные две звезды — двойные. Отсюда следует, что звёзды, которые видны на небе близко друг от друга для наблюдателя с Земли, но при этом не связанные гравитационными силами и не имеющими общий центр масс называются оптически двойными. Хороший пример — α Козерога — пара звёзд находятся на огромном расстоянии друг от друга (примерно 580 световых лет), но нам кажется что они рядом.
Физически двойные звёзды обращаются вокруг общего центра масс и связаны между собой силами гравитации. Двойные звёзды имеют весьма обширную классификацию. Приведу лишь основные пункты:
Астрометрические (видно перемещение сразу двух объектов);
Спектральные (двойственность определяется по спектральным линиям);
Затменно-двойные (из-за разного угла наклона к орбите периодически наблюдается затемнение одной звезды другой);
Микролинзированные (когда между системой и наблюдателем есть космический объект с сильным гравитационным полем. По такому методу находятся маломассивные коричневые карлики);
Спекл-интерферометрические (по дифракционному пределу разрешения звёзд находятся двойные звёзды);
Рентгеновские.
Кратные звёзды
Как понятно из названия, если число взаимосвязанных звёзд превышает две, то это кратные звёздные системы или кратные звёзды. Их также разделяют на оптически и физически кратные звёзды. Если число звёзд в системе можно увидеть невооружённым глазом, в бинокль или телескоп, то такие звёзды называются визуально кратными. Если для определения кратности системы требуются дополнительные спектральные измерения, то это спектрально кратная система. И, если же кратность системы определяется по изменению блеска, то это затменно-кратная система. Простой пример тройной звезды показан ниже — это звезда HD 188753 в созвездии Лебедь:
Тройная звезда HD 188753
Как видно на изображении выше, в тройной системе есть пара тесно связанных звёзд и одна удалённая с большей массой, вокруг которой и происходит вращение пары. Но чаще удалённая звёзда вращается вокруг пары тесно связанных звёзд, которые представляют собой единое целое. Такая пара называется главной.
Конечно, тремя звёздами кратность не ограничивается. Существуют системы из четырёх, пяти и шести звёзд. Чем кратность больше, тем количество таких систем меньше. Например, звезда ε Лиры представляет собой две пары взаимосвязанные между собой, удалённое друг от друга на большое расстояние. Учёными было приблизительно подсчитано, что расстояние между парами должно в 5 и более раз превышать расстояние между звёздами внутри одной пары.
9) описать, что такое цефеиды и их устройство;
Цефеидами называют особый вид переменных. Их масса в 5-20 превышает солнечную. Но суть в том, что они пульсируют в радиальном направлении и меняют диаметр и температуру.
Лучше всего то, что пульсации связаны с абсолютной яркостью, которая меняется в конкретные периоды (1-100 дней). Если строить кривую блеска в зависимости от величины и периода, то она напомнит плавник акулы – внезапный пик, а затем снижение.
Можно воспринимать цефеиды как маяки Вселенной. Связь между периодом колебания и светимостью очень полезна для расчетов дистанций объектов в космосе. Для этого используют формулу: m – M = 5 log d – 5. Здесь m – видимая величина (светимость), М – абсолютная, d – дистанция к объекту в парсеках. Переменные цефеиды можно увидеть и измерить на удаленности в 20 миллионов световых лет.Благодаря яркости и видимости можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то в виде цефеид получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.
10) как рождаются, живут и умирают звёзды;
Звёзды рождаются и умирают. Одни встречают старость в облике белого карлика, другие в роли черной дыры или нейтронной звезды. Под действием сил притяжения где-то внутри облака со временем формируется центр тяжести. Вещество начинает вращаться вокруг центра тяжести и наслаиваться на его поверхность. По ходу этого процесса начинает формироваться сферическое ядро в котором постепенно растёт температура и светимость. Такое образование называется протозвезда. По мере увеличения массы протозвезды, усиливается и гравитация внутри и снаружи космического тела. Частицы всё активней начинают взаимодействовать в недрах, а температура всё продолжает расти.
Достигнув 1.000.000 градусов в звезде начинают возникать первые термоядерные реакции. Водород начинает превращаться в гелий и далее в более тяжелые элементы. Когда термоядерные реакции достигают поверхности, то, обладая достаточной массой, протозвезда начинает светить на порядки ярче и превращается в полноценную молодую звезду. Выгорание водорода в ходе термоядерных реакций - это самый долгий (около 90% жизненного цикла звезды) и самый стабильный этап. Что же происходит с протозвёздами недостаточной массы? Из-за недостатка гравитации термоядерные реакции в их недрах постепенно затихают и они просто начинают остывать.
Дальнейшая судьба такого светила напрямую зависит от его массы и химического состава. Во-первых стоит отметить, что чем меньше масса звезды, тем медленней в ней происходят термоядерные реакции, следовательно такие звёзды живут дольше. Например существуют звёзды размером в половину нашего Солнца, которые ещё ни разу не умирали с момента Большого Взрыва. Такие звёзды называются красными карликами и могут жить десятки миллиардов лет. В конце своей жизни они просто потухнут и превратятся в коричневых карликов.
Для звёзд от половины до десяти масс Солнца после выгорания всего водорода начинается стадия красного гиганта. Во время этой стадии сгорают более тяжелые элементы, нежели водород, и звезда в сотни раз увеличивается в размерах. В конечном итоге звезда сбрасывает красную оболочку, обнажая белое ядро с массой примерно равной половине массы нашего Солнца и радиусом нашей планеты Земля. Такая звезда называется белым карликом и на протяжении миллиардов лет она просто будет выгорать, пока не остынет.
11) описать, как и почему вспыхивают новые звёзды?
Изначально, звезда представляет собой холодное облако межзвёздного газа, далее под действием гравитационных сил оно постепенно начинает сжиматься и принимать форму шара. Во время сжатия, энергия гравитационных сил переходит в тепло и из - за этого температура объекта растёт, но когда температура достигнет 15-20 млн. Кельвинов (15-20 тысяч градусов), сжатие прекращается и запускаются термоядерные реакции, на данной стадии объект превращается в звезду.
12)описать, как взрываются сверхновые звёзды?
Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою яркость на 4—8 порядков (на 10-20 звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромного количества энергии.
Как правило, сверхновые звёзды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны.
Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества ядра взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект — нейтронная звезда, если масса звезды до взрыва составляла более 8 солнечных масс (M☉), либо чёрная дыра при массе звезды свыше 40 M☉ (масса оставшегося после взрыва ядра — свыше 5 M☉). Вместе они образуют остаток сверхновой.
Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки.
Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционирует.
Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд.
Ответить на вопросы:
1)Как устроены нейтронные звёзды?
2)Что представляют собой чёрные дыры?
Черная дыра — это область в пространстве-времени, которая имеет гравитационное притяжение настолько сильное, что ничто, даже свет, не может ее покинуть. Граница черной дыры, за пределы которой не может вырваться никакой другой объект или излучение, называется горизонтом событий, а расстояние между этой границей и бесконечно плотным ядром — гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда.
Особенности черной дыры
Черная дыра выглядит очень необычно, лишь отдаленно напоминая некую планету, имеющую странные изогнутые кольца. Однако без аккреционного диска, вращающегося вокруг нее, мы бы ее даже не увидели.
3.Во сколько раз различаются светимости звёзд главной последовательности с массами
M1 = 5M© и M2 = 50M©?
Для большинства звезд основной последовательности меж светимостью звезды и её массой имеется зависимость в согласовании с которой, отношение светимости звезды к светимости Солнца приблизительно одинаково отношению их масс в степени 3,9. Т.е Е/Ес приблизительно = (M/Mс)^3,9. Тут. Е светимость звезды. Ес светимость Солнца. М масса звезды. Мс масса Солнца. Для первой звезды примем М = М1 и Е = Е1 тогда будем иметь Е1/Ес = (M1/Mс)^3,9 = (5Mс/Mс)^3,9. Из этого выражения светимость звезды. Е1 = Ес*(5Mс/Mс)^3,9 = Ес*(5)^3,9. Рассуждая сходственным образом для второй звезды можно записать Е2/Ес = (M2/Mс)^3,9 = (50Mс/Mс)^3,9 и Е2 = Ес*(50)^3,9.Разделим одно на иное Е2/Е1 = Ес*(50)^3,9/Ес*(5)^3,9 = (50/5)^3,9 = 10^3,9 = 7943,3. Светимость 2-ой звезды почти в 8000 раз больше светимости звезды первой.
4.В звёздах какого спектрального класса водородные линии серии Бальмера наиболее сильные?
В линиях спектрального класса А (темп 7700-11500 К) преобладают водородные линии бальмеровской серии, линии других элементов существенно слабее
5.Если звезда главной последовательности А более массивная, чем звезда главной последовательности Б, то какая из них обладает большей светимостью? У какой из них время жизни больше?
Более массивная ярче, но и время ее жизни короче.
6.Существуют две звезды одинаковой светимости, одна из которых находится на расстоянии 10 пк, а другая — 1000 пк от Земли. Во сколько раз различаются освещённости, создаваемые этими звёздами на Земле? На сколько отличаются их видимые звёздные величины?
7.Каково строение звёзд главной последовательности?
Внутреннее строение звезд разной массы на начальной главной последовательности.
Изменения в строении звезд главной последовательности со временем.
Можно определить время жизни звезды на главной последовательности как время горения водорода в ядре, соответственно внутреннее строение звезды не остается постоянным и меняется за время жизни на ГП. Для Солнца время жизни на ГП составит 1010лет (напомним, что современный возраст Солнца оценивается как 4.5 109 лет). Ниже приведена схема внутреннего строения Солнца на начальной ГП и в конце жизни, когда уже почти полностью выгорел водород, а также схема внутреннего строения более масивной звезды в 5-10Msun.
Звезда солнечной массы
Как обычно, на наших рисунках, нижний (оранжевый) сектор означает однородный водородный состав звезды. Правый вертикальный сектор соответствует доле накопленной светимости, она создается в основном в ядре. Наконец, на фронтальном разрезе показан способ переноса энергии: фиолетовое свечение - это энерговыделяющее ядро, далее зона лучистого переноса и около поверхности конвективная оболочка.
Рассмотрим происшедшие с звездой изменения: на нижнем секторе зеленым показано гелиевое ядро, образовавшееся после выгорания водорода, на правом вертикальном секторе - доля накопленой светимости, строение же звезды изменилось не сильно - это ядро, лучистая зона и конвективная зона.
Звезда верхней части главной последовательности, с массой 5-10 солнечных.
Строение массивных звезд сильно отличается от строения звезд с 1Мsun , в отличие от первых они имеют конвективное ядро и обширную зону лучистого переноса в начале жизни и сохраняют такую же структуру во все время жизни на ГП.
8.Какова отличительная особенность красных гигантов?
Красные сверхгиганты Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил. Голубые сверхгиганты В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые.
9.За счет, какого процесса взрываются новые звёзды и сверхновые первого типа?
Новые звёзды вспыхивают из-за обмена вещества между компонентами тесных двойных пар, к которым принадлежат все бывшие новые звёзды. Звёзды могут вспыхивать повторно, такие звёзды называют повторными новыми.
Сверхновые звезды вспыхивают из-за схлопывания своего ядра в ходе проходящих в нём термоядерных реакций. Сначала водород превращается в гелий, затем гелий — в углерод и т.д. до образования ядер элементов группы железа (Fe, Ni, Co). Звезда начинает расслаиваться. При этом подобные химические процессы поглощают энергию светила, охлаждая и сжимая звезду. Это приводит к обрушению внутренних слоёв к центру звезды и термоядерному взрыву, который создаёт ударную волну. Все наружные слои с большой скоростью устремляются в разные стороны, что и создаёт вспышку.
10.Какие химические элементы образуются при взрывах сверхновых звёзд?
Когда звезда взрывается, то это не означает её конец. Она оставляет другие объекты. Тут зависит от размера взорванной звезды.
Если звезда была в десять раз больше Солнца, то после себя она оставляет нейтронную звезду. Такие звёзды являются самыми странными объектами во вселенной. Нейтронные звёзды обладают невероятной плотностью, но их объём во много раз меньше, чем у обычной звезды. Их плотность сопоставима по плотности небоскрёба, сжатого до размера песчинки. Если такой объект упадёт на земле, то он пробьёт её насквозь.
Нейтронные звёзды вращаются вокруг своей оси, но есть такие, которые вращаются со скоростью в сотни тысяч оборотов в секунду. Из-за такой большой скорости у неё появляется энергетическое поле, а получившиеся полюса выбрасывают большой поток радиационных вспышек. Вид таких нейтронных звёзд называют пульсары.
11.Опишите эволюцию звёзд. Как определить возраст звёздных скоплений?
Эволюция звезды в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни. В зависимости от начальной массы, этот процесс может занимать от нескольких миллионов до десятков триллионов лет.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, которое сжимается из-за гравитационной неустойчивости и постепенно принимает шарообразную форму. При сжатии энергия гравитационного поля переходит в основном в тепло и излучение, и температура протозвезды увеличивается. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов K, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Протозвезда становится полноценной звездой главной последовательности, на которой будет находиться большую часть своей жизни — Солнце также находится на этой стадии. В ядрах звёзд главной последовательности происходят термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Когда водород в ядре заканчивается и оно становится гелиевым, термоядерное горение водорода продолжается уже на границе ядра.
Возраст звёзд определяется: по химическому составу, массе, температуре поверхности, светимости и ее окружению (в плотных шаровых скоплениях звезды эволюционируют немного по другому, чем на окраине галактики, например). Есть модели строения звезд, в них подставляются текущие данные и делают расчет, когда эта звезда могла образоваться.
12.Как оценить температуру поверхности Солнца по непрерывному спектру его излучения?
Излучение абсолютно черного тела характеризуется непрерывным, или сплошным, спектром. Солнце излучает энергию во всех длинах волн, от гамма-излучения до радиоволн. Видимая, или визуальная, часть солнечного спектра представляет собой спектр поглощения, непрерывный фон которого создается излучением солнечной фотосферы. Следовательно, к Солнцу применимы законы излучения абсолютно черного тела. По одному из таких законов, закону Вина, температура солнечной фотосферы T = 6000 К. Наиболее обоснованная оценка температуры фотосферы получается из закона Стефана — Больцмана, который гласит: мощность излучения с единицы поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры, т. е. i = σТ4, где σ = 5,67*10-8 Вт/ (м2*К4) — постоянная величина. Так как радиус Солнца RΘ = 6,96*105 км = 6,96*108 м, то площадь всей солнечной поверхности SΘ =4πR2. С этой поверхности мощность излучения энергии 4*1026 Вт; отсюда следует, что температура солнечной фотосферы: 
Подставив в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что Г = 5800 К. Вычисленная по закону Стефана — Больцмана температура называется эффективной температурой - Источник: Спектр и температура Солнца.
4.Выполнить ЗДАНИЯ:
а) как вы можете объяснить появление тёмных спектральных линий в солнечном спектре с точки зрения атомных процессов?
Темные линии в спектре Солнца это результат поглощения, спектр лучей, идущих с раскаленной газовой поверхности Солнца, непрерывен, — это спектр белого света. Проходя сквозь оболочку окружающих Солнце газов (обещающий слой), тоже раскаленных, но все же более холодных, чем солнечная поверхность, часть лучей ослабляется атомами этой оболочки, вследствие рассеяния. При этом ослабляются лучи тех длин волн, которые излучаются этими раскалёнными газами.
б) как вы думаете, химический состав Солнца в ядре сильно отличается от химического состава фотосферы? Аргументируйте свой ответ.
Не всегда человечество располагало теми данными о Солнце, которые сегодня имеет наука. Когда-то сторонники религиозного мировоззрения утверждали, что мир невозможно познать. И в качестве подтверждения своих идей они приводили тот факт, что человеку не дано узнать, каков химический состав Солнца. Однако прогресс в науке убедительно доказал ошибочность таких взглядов. Особенно продвинулись ученые в деле исследования звезды после изобретения спектроскопа. Химический состав Солнца и звезд ученые изучают при помощи спектрального анализа. Так, они выяснили, что состав нашей звезды весьма разнообразен. В 1942 году исследователи обнаружили, что на Солнце присутствует даже золото, хотя его и не так много.
в) объясните, почему по наблюдениям солнечных нейтрино мы заглядываем в ядро Солнца, а с помощью исследования потоков излучения мы этого сделать не можем.
Ведь нейтрино практически не задерживаются веществом. Они не то что Солнце, они всю солнечную систему пролетят не заметив, даже если её свинцом залить. Поэтому те нейтрино, которые до нас добрались, - это в чистом виде информация непосредственно из горячих точек. Из центра Солнца. Из той зоны, в которой и идут все реакции, обеспечивающие солнечную энергетику в изначальном смысле этих слов. В этом и есть их важность.
Кроме того, поскольку время на то, чтоб добраться от Солнца до Земли важно 500 секунд, на таких нейтрино удобно наблюдать осцилляции - превращение нейтрино одного типа в нейтрино другого типа (их три, по числу лептонов), что тоже важно имеет огромное значение для понимания законов мироздания.
г) наблюдения показали, что яркая звезда по спектру относится к звезде главной последовательности спектрального класса B8 и имеет массу 3,2Мх. Вторая звезда относится к красным гигантам спектрального класса K. Расстояние между ними 0,062 а.е., период обращения одной вокруг другой возьмите из кривой изменения блеска Алголя.
Согласно 3 закону Кеплера и гравитации Ньютона сумма масс компонентов двойной звезды (в солнечных массах) можно определить из формулы:
m1+m2 = A^3/T^2 то есть, для нашего случая A = 0.062 а.е.T = 2.86 суток или 2.86/365.25 = 0.00783 годаm1+m2 = 0.062^3/0.00783^2 = 3.88 массы солнца Так что красный гигант имеет массу 3.88-3.2 = 0.68 массы Солнца
д) определите суммарную массу системы и массу второй звезды.
M1*T1^2/R1^3 = M2*T2^2/R2^3
M2 = M1*(T1/T2)^2/(R1/R2)^3 = M1*(1/41)^2/(1/14)^3 = 14^3/41^2 * M1 = 1.632 * M1 = 1.632 масс
е) вокруг звезды Процион (α Малого Пса) на расстоянии 14 а.е. вращается слабый спутник с периодом около 41 г. Оцените суммарную массу двойной системы.
m1+m2 = A^3/T^2
где A = 14 а.е., T = 41 год
m1+m2 = 14^3/41^2 = 1.63 массы Солнца
ж) во время вспышки сверхновой звезды её светимость достигала Lmax = 1010L около 50 суток. Оцените, на сколько времени хватило бы нашему Солнцу той энергии, которую выделила сверхновая звезда в течение 50 суток.
10^10 * 50/365.25 = 1.4*10^9 лет, то есть 1.4 млрд лет
з) посмотрите вокруг себя: что отсутствовало бы из того, что вы видите, если бы не было взрывов сверхновых звёзд
Очень мало элементов тяжелее углерода, а тяжелее железа - вообще нет. Соответственно, большинство планет - газовые, даже если не гиганты. И вообще - звезд и планет очень мало, так как отсутствуют ударные волны в облаках холодного водорода, с которых и начинается звездообразование. Считается, что материал Солнечной системы дважды проходил через "звездное" состояние, и поэтому так насыщен "металлами" (в астрофизике - элементами тяжелее гелия), а само начало формирование Солнца и планет началось со взрыва сверхновой и прохождения ударной волны через облако газа.
5.Письменно решить задачи № 21-24 из учебника по Астрономии.
Ответ: а=а/ =76 а.е.,  + = / =1.6 М.
Ответ: Диаметр D=r*sin =0,43 пк =1.3*1 км.Линейная скорость расширения  = r * sin0.01=30км/с. Возраст t= / =13000ktn
Ответ:  =1/ =1/0.0062=161 пк=530 св. лет . Освещенность E=10-0. =1.6*1 вт/ . Так как освещённость Е 1/ , то из формулы имеем М=m+5-5* lg =0.8+5-5lg200=-5, .
Ответ: Используя спектральную классификацию, определяем температуру звёзд, по параллаксу находим расстояние до звезды, по связи освещённости Е со звёздной величиной находим Е, а по расстоянию находим светимость L=E4 = 4 .
 ;
 |
Скачать 1.48 Mb.