Конспект урока астрономии в 11 классе на тему: "Новые и сверхновые звёзды. Эволюция звёзд"

Тема. Новые и сверхновые звёзды. Эволюция звёзд.

Цели урока.

• Углубление, расширение и закрепление системы знаний об эволюции звезд.

• Формирование представлений о непрерывном обмене в межзвёздной среде, о мощных нестационарных процессах, которые приводят к вспышкам звёздообразования в галактиках, об эволюции звёзд в шаровых скоплениях и рассеянных скоплениях.

• Формирование представлений об изменении цвета и светимости звёзд в процессе из эволюции.

• Формирование представлений об конечных стадиях эволюции звёзд.

План урока.

Конспект урока

I. Актуализация знаний

Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга–Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды. Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.

II. Объяснение нового материала.

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.

III. Закрепление изученного материала.

1. Если звезды нанести на диаграмму спектр–светимость (Герцшпрунга–Рессела), то большинство из них будут находиться на главной последовательности. Из этого вытекает, что:

1. Диаграмма Герцшпрунга–Рессела представляет зависимость между:

1. Огромное сжимающееся холодное газопылевое облако, из которого образуются звезды, называется:

А) цефеидой; Б) протозвездой; В) планетарной туманностью; Г) рассеянным скоплением.

1. 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.

1. 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.

VI.Домашнее задание: п.

V. Рефлексия.

1. Что называется эволюцией звёзд?

2. Что нужно знать, чтобы определить возраст звезды в рассеянном скоплении?

3. Какие звезды называются гигантами, сверхгигантами, карликами?

4. От чего зависит цвет и спектр звезды?

5. Во сколько раз возрастает блеск звезд, вспыхивающих как сверхновые?

6. За сколько лет Солнце может излучить энергию Е, которая выделяется при вспышке сверхновой звезды? (За 8 млн лет).

7. Какие конечные стадии эволюции звёзд Вы знаете?

8. Может ли звезда массой 0,1 М _ стать в процессе эволюции красным сверхгигантом? Голубым сверхгигантом?