Урок по теме "Физическая природа звезд"

Тема: Основные характеристики звезд.

Цели урока:
определения понятий «звезда, масса, светимость, жизненный цикл звезды.

Звезды живут как люди(1976 Э.Асадов)

Взгляните, какие разные:
То огненно-золотые,
То яркие, то алмазные,
То дымчатые и красные,
То ласково-голубые.

Что такое звезда?

Что происходит на солнце, что позволяет освещать солнечную систему на протяжении многих лет?

Спектры звезд – это паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

основные характеристики звезд:температура, цвет, светимость, масса, плотность, размер, химический состав

Внутри класса звёзды делятся на

от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные)

Размеры звезд

Размеры звезд бывают очень различны. Встречаются звезды сверхгиганты, радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другой стороны, известны звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.

По размерам звезды делятся

на сверхгиганты, гиганты, карлики, субкарлики.

Массы звезд

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути. Чем больше масса звезды, тем меньше срок её жизни.

Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды:

Светимость - полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У звезд-гигантов светимость в сотни тысяч раз может быть больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше.

Существуют следующие классы светимости:

• Ia+ или 0 — гипергиганты

• I,( Ia, Iab, Ib) — сверхгиганты

• II,( IIa, IIb )— яркие гиганты

• III, IIIa, IIIab, IIIb — гиганты

• IV — субгиганты

• V, (Va, Vb )— карлики (звезды главной последовательности)

• VI — субкарлики

• VII — белые карлики

• VIILтемно_ красные карлики

• VIIMКоричневые карлики

• VII ? Черные карлики (остывший белый карлик)

Плотность звёзд; Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10^-3 кг/м3. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики. Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х10⁷ кг/м3 –это в 30000 раз больше плотности воды, то есть в 1500 раз больше плотности золота. 1 литр такого вещества весит 30 тонн.

Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом»

Температура и цвет звезд

Основной метод изучения звезд — исследование их спектров. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов,Спектры звезд можно разделить на несколько основных классов.

Гарвардская спектральная классификация Разработана в 1890 — 1924 годах учеными обсерватории Гарварда, и постепенно заменившая классификацию Анджело Секки, став основной и использующейся сегодня. Гарвардская классификация строится на относительной интенсивности линий поглощения и фраунгофервских линий, а также на цвете звезд.

Таблица спектральных классов звезд

Каждый из перечисленных классов включает 10 подклассов от 0 до 9, где 0 – это наиболее горячие звезды, а 9 – наиболее холодные. Лишь класс O делится иначе — от 4 до 9,5.

Очевидно, каждая звезда хоть и относится к определенному классу, все же остается индивидуальным и неповторимым объектом, как и человек. Потому существует ряд дополнительных буквенных обозначений, которые указывают на особенности светила. Тип звездыобозначается буквой, которая стоит перед спектральным классом: карлик (d от dwarf), сверхгигант (с), гигант (g), субгигант (sg), субкарлик (sd), белый карлик (w или wd).

Многие свойства звезды выражаются особенностями его спектра, для них существует множество буквенных обозначений, которые располагаются после спектрального класса, например,сильные линии металлов буквой m, а резкие и узкие линии – s.

Используя вышеописанные спектральные классы, астрономы могут кратко изложить основные свойства и особенности космического объекта. Так ярчайшая точка ночного небосвода – Сириус АB представляет собой систему из двух звезд и имеет спектральный класс A1Vm(/DA2). Это означает, что видимая звезда (Сириус А) относится к классу А с подклассом температуры 1, является карликом главной последовательности и имеет сильные линии металлов, о чем говорят буквы «V» и «m». Ее компаньон Сириус Б – желтый карлик с подклассом 2, имеющий в атмосфере водород, и не имеющий гелий, линии которых соответственно присутствуют/отсутствуют в спектре, на что указывает буква А.

Солнце обозначается G2V

G-желтый V - карлик 2 –подкласс температуры от 0 до9.

Задание

Обозначение звезд (таблица). По спектральному классу дать характеристику звезды.

- Жизненный цикл Солнца

История жизни звезды начинается со сжатия (под действием сил тяготения) больших газовых облаков и образования протозвезд — звездных зародышей. Сначала это довольно холодные шары. За десятки миллионов лет они постепенно превращаются в настоящие звезды. Такой путь когда-то прошло и наше Солнце, и вот уже на протяжении пяти миллиардов лет оно освещает и обогревает Солнечную систему. Происходит это потому, что внутри Солнца (и многих других звезд) водород превращается в гелий. В результате таких реакций (их называют термоядерными) выделяется необходимая для свечения звезд энергия. Однако проходят миллиарды лет, и водородное горючее в недрах звезд выгорает. Тогда звезды начинают умирать, сжимаются и превращаются либо в белые карлики (такова судьба нашего Солнца), либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры. Стать черной дырой — это судьба тех звезд, которые к концу своей жизни оказались раза в три массивнее (тяжелее) Солнца. Их немало” Поэтому и черных дыр, возникших только в нашей Галактике, может быть много.

Продолжительность жизни звезды зависит от ее размеров: самые крупные живут по астрономическим меркам совсем мало – несколько млн лет и благодаря своему яркому голубому свечению называются голубыми сверхгигантами.

Какие звезды являются молодыми и почему вы так считаете?

ДиаграммаГерцшпрунга-Рассела ОНА ОТРАЖАЕТ ЭВОЛЮЦИЮ ЗВЕЗД

СПЕКТР-СВЕТИМОСТЬ

На диаграмме чётко выделяются четыре группы звёзд. Эту диаграмму называют ещё диаграмма Герцшпрунга–Рессела. Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.

Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы.

Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами.

Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности.

Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагают

субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов

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. 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–Рессела. Каждая звезда проводит на главной последовательности около 90% времени своей жизни. В этот период основными источниками энергии звезды являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий в её центре. Исчерпав данный источник, звезда смещается в область гигантов, где проводит около 10% времени своей жизни. В это время основным источником выделения энергии звезды является превращение водорода в гелий в слое, окружающем плотное гелиевое ядро. Это так называемая стадия красного гиганта.

Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов лет.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность, и она довольно быстро расходует запасы своего водородного “горючего”. Звезды с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10 – 15 млрд. .Солнце образовалось около 5 млрд. лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с “современной”. По крайней мере, 4,5 млрд. лет оно “сидит” на главной последовательности, устойчиво излучая, благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях.

Сколько еще времени это будет продолжаться?

Расчеты показывают, что Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус — в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет. Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик.