ТЕМА: Новые и сверхновые звёзды. 11 класс

07.02.22 г. Астрономия Проверила замдир по УВР С. М. Асанаева

ТЕМА: Новые и сверхновые звёзды.

Цели урока:

• Углубление, расширение системы знаний о типах звезд, формирование представлений об изменении цвета и светимости звёзд в процессе из эволюции.

• воспитывать деловое общение; расширить мировоззрение учащихся путем обработки дополнительной литературы,

• развивать самостоятельную и познавательную активность учащихся, творческое отношение к предмету.

Тип урока: изучение нового материала

Оборудование: презентация по теме урока, тесты

ХОД УРОКА

Оргмомент. 

Проверка домашнего задания-тест «Звёзды»..

Используя табличные  данные о видимых звёздных величинах, абсолютных звёздных величинах и спектральных классах, подберите для каждого описания одну из четырёх звёзд.

А. Самая горячая                                                          

Б. Самая холодная

В. Имеет наибольшую светимость

Г. Имеет наименьшую светимость

Д. Самая яркая

Е. Самая слабая, по яркости

Ж. Самая близкая

Изучение нового материала-презентация.

Звезды с массой в несколько раз большей, чем солнечная, заканчивают свою жизнь грандиозным взрывом. В 1054 г. китайские астрономы наблюдали очень яркую новую звезду, которую было видно днем в течение нескольких недель. Эту необычную звезду заметили также летописцы в Киевской Руси, потому что это был год смерти Ярослава Мудрого. Считалось, что появление новой звезды предвещала «Божье знамение» на печальное событие в жизни Руси. Сегодня на том месте, где вспыхнула эта таинственная звезда, видно туманность Краб (рис. 14.5). Звезды спектральных классов О и В, которые в течение нескольких дней увеличивают свою яркость в сотни миллионов раз, называют Новыми. Иногда Новая излучает почти столько же энергии, сколько выделяют вместе все звезды в галактике — такие звезды имеют название Сверхновых. Туманность Краба в созвездии Тельца является остатком такой Сверхновой, вспыхнула 4 июля 1054 г. Вернее, если учесть, что туманность Краб размещается на расстоянии 6500 св. лет от Земли, то вспышка Сверхновой произошел еще 7500 лет назад.

Последняя вспышка Сверхновой астрономы наблюдали в прошлом тысячелетии 24 февраля 1987. в соседней галактике — Большом Магеллановом Облаке. Взорвалась гигантская звезда спектрального класса В, которая несколько недель светила ярче всех звезд в галактике (рис. 14.6). Примерно за 20 ч перед вспышкой Сверхновой было зарегистрировано ударную волну нейтринного потока, который длился 13 с и по мощности был в десятки тысяч раз больше, чем энергия в оптическом диапазоне. Таким образом, в 1987 г. Астрономы

  Рис.
Туманность Краб, которая образовалась после вспышки Сверхновой и 1054 г.

Новая звезда — взрыво переменная двойная звезда, которая внезапно увеличивает свою светимость в 100-10 000 000 раз (10²-10⁷ раз). Сверхновая — звезда, светимость которой увеличивается за несколько дней в миллиарды раз первых. Получили информацию о далеком космическом событии, которое произошло почти 200000 лет назад.

После вспышки звезды все планеты, которые вращались вокруг нее, испаряются и превращаются в газопылевую туманность, из которой в будущем может образоваться новое поколение звезд. То есть во Вселенной наблюдается своеобразный круговорот вещества: звезда — вспышка звезды — туманность — и снова рождение молодых звезд (рис. 14.7).

Вспышка Сверхновой в соседней галактике Большое Магелланово Облако (1987 г.)

Круговорот вещества при образовании и разрушении звезды.

Во время вспышки Новых образуются тяжелые химические элементы, поэтому новое поколение планетных систем образуется с другим химическим составом. Планеты земного типа, которые имеют твердую поверхность, могли возникнуть только на руинах старой планетной системы, когда во время вспышки Новых образуются Si, Fe, Al

Для любознательных

После вспышки Новой или Сверхновой остается ядро, в котором отсутствует источник энергии. Такая звезда постепенно уменьшает свой радиус и светит только благодаря гравитационному сжатию — потенциальная энергия звезды превращается в тепло. При сжатии масса остается постоянной, поэтому увеличивается плотность, и звезда превращается в белого карлика. Если начальная масса звезды была в несколько раз большей, чем солнечная, то белый карлик может превратиться в нейтронную звезду, радиус которой не превышает нескольких десятков километров, а плотность достигает фантастической величины 1015 г/см3. Первую нейтронную звезду случайно открыли в Кембриджском университете в 1967 г. С помощью небольшой антенны астрономы зарегистрировали радиосигнал, который повторялся с постоянным периодом 1 сек. Ночью в том направлении, откуда исходили импульсы, не было видно ни одной звезды, поэтому астрономы даже выдвинули гипотезу о радиосигнал искусственного происхождения от внеземной цивилизации. Затем наблюдения показали, что такие периодические сигналы поступают на Землю от сотен других невидимых источников, которые были названы пульсарами. Один из пульсаров был обнаружен даже в центре знаменитой туманности Краб.

Итоги урока. Рефлексия.

Д/З: п. 26

Термоядерный механизм излучения звезды качественно объясняет зависимость масса–светимость: чем больше масса, тем больше светимость. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.

Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами, большими 10⁵ M_ (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 10²⁰ раз.

Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). Эволюцию протозвезды массой 1 M_ можно разделить на три стадии:

По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M_Солнца, называются коричневыми карликами. Поскольку излучают они очень слабо, обнаружить их чрезвычайно сложно.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами.

Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела.

 Солнце, несмотря на наблюдаемую на нем грануляцию, появление пятен, протуберанцев и даже вспышек, представляет собой довольно «спокойную», «стационарную» звезду, так как во Вселенной есть нестационарные звезды, которые в огромных пределах и за очень небольшие промежутки времени изменяют свои размеры и светимость, способны вспыхивать, взрываться. Пояснить, что стационарность звезд типа Солнца поддерживается равенством сил тяготения, стремящихся сжать звезду, и сил внутреннего давления плазмы, стремящихся ее взорвать (разорвать). Солнце сформировалось вместе с Солнечной системой примерно 5 млрд. лет назад и только примерно через 5 млрд. лет будет уходить с главной последовательности в сторону красных гигантов.

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. (Слайд 2)

В отличие от вспышек обыкновенных новых звезд вспышки сверхновых в современном состоянии нашей Галактики - явление крайне редкое, происходящее не чаще чем раз в 100 лет. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о них содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году вспышку такой звезды в созвездии Кассиопеи наблюдал выдающийся астроном Тихо Браге, последним же, кто следил за явлением сверхновой в созвездии Змееносца в 1604 году, был Иоганн Кеплер. За четыре столетия «телескопической» эры в астрономии подобных вспышек в нашей Галактике не наблюдалось. Положение Солнечной системы в ней таково, что нам оптически доступны наблюдения вспышек сверхновых примерно в половине объема, а в остальной ее части яркость вспышек приглушена межзвездным поглощением. В.И. Красовский и И.С. Шкловский подсчитали, что вспышки сверхновых звезд в нашей Галактике происходят в среднем раз в 100 лет. В других галактиках эти процессы происходят примерно с той же частотой, поэтому основные сведения о сверхновых в стадии оптической вспышки были получены по наблюдениям за ними в других галактиках.

Ярче всех умирают самые тяжёлые и крупные звёзды. Давление в их ядре настолько велико, что они не останавливаются на элементах второго ряда и в конце концов переходят к синтезу железа и никеля, при этом раздуваясь до невероятных размеров. А потом происходит нечто великое и ужасное.

Дело в том, что синтез железа и стоящих после него элементов энергетически невыгоден: при нём поглощается больше энергии, чем выделяется.

Поэтому, если в ядре начинается массовый синтез железа и никеля при дефиците более лёгких элементов, то термоядерный реактор начинает стремительно остывать. Давление и температура в нём быстро снижаются, и ядро звезды коллапсирует. За ним начинают падать и внешние слои звезды.

В результате сжатия в ядре начинается образование нейтронной материи — это происходит, когда протоны и электроны сливаются вместе. Это вызывает взрывообразное выделение огромного количества энергии, которое приводит к резкому увеличению давления и температуры до апокалиптических значений.

При этом рождается сильнейшая взрывная волна, которая проходит по звезде изнутри наружу, провоцируя цепную реакцию термоядерного синтеза во всём объёме вещества, окружающего коллапсирующее сердце гибнущего титана. Это многократно усиливает мощь трагедии. Вся материя, сбитая и сжатая взрывной волной, подвергается массовому и быстрому термоядерному синтезу с выделением огромного количества энергии. Это количество может превышать по силе всю энергию, излучённую Звездой за всю её жизнь. Температура и давление подскакивают до невероятных значений, и материя с огромной скоростью разлетается во все стороны.

Так происходят взрывы сверхновых второго типа. В их горниле происходит синтез всех элементов тяжелее железа. Взрыв одной звезды производит столько драгоценных металлов и редкоземельных элементов, что они способны перевесить все планеты Солнечной системы, вместе взятые. Более того, почти вся материя, из которой собраны мы, родом именно оттуда.

Новые и сверхновые звёзды

Начиная с глубокой древности, в исторических летописях разных народов неоднократно отмечены случаи появления звёзд, видимых невооружённым глазом на том месте, где их прежде не было. Особенно удивительными были эти «новые» звёзды, когда они становились столь яркими, что могли наблюдаться даже днём. Затем их свет постепенно, в течение нескольких месяцев ослабевал настолько, что звезду уже нельзя было видеть невооружённым глазом. Например, в китайских и японских хрониках сохранились сведения о «звезде-гостье», которая вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 г. и в течение трех недель была видна днем, а через год совершенно «исчезла». В 1572 г. учитель Кеплера Тихо Браге наблюдал в созвездии Кассиопеи новую звезду, которая была ярче Венеры. В 1604 г. уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца.

В XX в. тщательные наблюдения за звёздным небом с применением фотографии позволили установить, что такие неожиданные вспышки наблюдаются у звёзд, которые до этого долгое время оставались слабыми и не привлекали к себе внимание астрономов. В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звёзды. У новых звёзд светимость возрастает на 12—13 звёздных величин и выделяется энергия до 10³⁹ Дж. Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального значения светимости может длиться годами. Долгое время причины вспышек новых звезд оставались непонятными. Положение изменилось, когда в 1954 г. было обнаружено, что одна из новых звёзд (DQ Геркулеса) является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов — белый карлик, а другой — красная звезда главной последовательности. Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. По мере накопления водорода плотность и температура внешних слоёв белого карлика возрастает, создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Они происходят настолько быстро, что приобретают характер взрыва. При этом внешние слои звезды, составляющие небольшую часть её массы, расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение и наблюдается как вспышка новой звезды. Такое явление может повторяться с тесными двойными звёздами неоднократно: у одних через тысячи, у других с изменением светимости на 4—5 звёздных величин через несколько десятков лет.

Но в некоторых случаях такой процесс может привести к катастрофе. Если при перетекании вещества масса белого карлика превысит предельную (примерно 1,4 массы Солнца), то происходит взрыв. Термоядерные реакции превращения углерода и кислорода в железо и никель, которые идут с огромной скоростью, могут полностью разрушить звезду. Происходит вспышка сверхновой.

Вспышка сверхновой звезды — гигантский по своим масштабам взрыв звезды, при котором её светимость в течение нескольких суток возрастает в сотни миллионов раз. При вспышке выделяется энергия порядка 10⁴⁶ Дж, что примерно равно энергии, которую Солнце может излучить за всё время своего существования.

Другие сверхновые звёзды (их ещё называют сверхновыми II типа) представляли собой массивные звёзды на поздних этапах своей эволюции. Теоретические расчеты, результаты которых хорошо согласуются с наблюдательными данными, позволили составить достаточно полное представление о процессах, происходящих в тех сверхновых звёздах, масса которых в десятки раз превосходит массу Солнца. К моменту вспышки в них полностью исчерпаны возможности протекания термоядерных реакций. Эволюция таких массивных звёзд — это непрерывно ускоряющийся процесс увеличения температуры и плотности в ядре звезды.

На протяжении большей части жизни любой звезды основным источником её энергии служит термоядерный синтез гелия из водорода. В звёздах с большой массой эта стадия длится несколько миллионов лет. Когда запасы водорода в звёздном ядре истощаются, оно сжимается и разогревается настолько, что из гелия начинает синтезироваться углерод. Эта стадия занимает около 500 тыс. лет. Затем во всё более нарастающем темпе последовательно проходят реакции синтеза, в которых участвуют углерод (600 лет), неон (1 год), кислород (6 месяцев) и, наконец, кремний. На последней стадии, которая длится всего сутки, из кремния синтезируется железо. Ядро железа связано сильнее других ядер, поэтому дальнейший синтез становится невозможным, поскольку при этом энергия должна была бы не выделяться, а поглощаться. Лишённое источников энергии ядро не может противостоять гравитационным силам и коллапсирует (катастрофически сжимается) за несколько миллисекунд. На конечной стадии коллапса центральная часть ядра звезды сжимается до плотности ядерного вещества.