Группа 1-9 Астрономия 22.04.2020г

План урока

Урок № ______

Дата проведения: 22.04.2020 год.

Группа № 1-9

Специальность:  эсх

Преподаватель: Абдулгалимов Солтанмурат

Тема урока: Физическая природа звезд.

Вы уже знаете, что звезды — это далекие солнца, по­этому, изучая природу звезд, мы будем сравнивать их физи­ческие характеристики с физическими характеристиками Солнца.

Испокон веков Человек старался дать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится  и к небесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые  звёзды, с течением времени –  и другие.

Открытие  звёзд, видимый блеск которых  со временем меняется, привело к  специальным обозначениям. Они обозначаются прописными латинскими буквами, за которыми следует название созвездия в  родительном падеже. Но первая переменная звезда, обнаруженная в каком-то созвездии, обозначается не буквой A. Отсчёт ведётся от буквы R. Следующая звезда обозначается буквой S и так далее. Когда все буквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то есть после Z снова используется A. При этом буквы могут удваиваться, например «RR». «R Льва» означает, что это первая открытая переменная звезда в созвездии Льва.

Звезды  очень интересны для меня, поэтому  я решила написать реферат именно на эту тему.

Звезды —  это далекие солнца, по этому, изучая природу звезд, мы будем сравнивать их физические характеристики с физическими  характеристиками Солнца.

1. Цвет и температура звезд. Во время наблюдений звездного неба вы могли заметить, что цвет звезд различен. Подобно тому как по цвету раскаленного металла можно су­дить о его температуре, так цвет звезды свидетельствует о температуре ее фотосферы. Вы знаете, что между макси­мальной длиной волны излучения и температурой суще­ствует определенная зависимость. У различных звезд максимум излучения приходится на разные длины волн. Например, наше Солнце — желтая звезда. Такого же цвета Капелла, температура которой около 6000 К. Звезды, имеющие температуру 3500—4000 К, красноватого цветка (Альдебаран). Температура красных звезд (Бетельгейзе) примерно 3000 К. Самые холодные из известных в настоящее время звезд, имеют температуру менее 2000 К.  Такие звезды до­ступны наблюдениям в инфракрасной части спектра.

Известно много звезд более горячих, чем Солнце. К ним относятся, например, белые звезды (Спика, Сириус, Вега). Их температура порядка 10⁴—2•10⁴ К. Реже встречаются го­лубовато-белые, температура фотосферы которых 3•10⁴— 5•10⁴ К. В недрах звезд температура не менее 10⁷ К.

2. Спектры и химический состав звезд. Важнейшие све­дения о природе звезд астрономы получают, расшифровывая их спектры. Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.

Сходные между собой спектры звезд сгруппированы в семь основных спектральных классов. Они обозначаются прописными буквами латинского алфавита:

О — В — A — F — G — К — М

и располагаются в такой последовательности, что при пере­ходе слева направо цвет звезды меняется от близкого к го­лубому (класс О), белому (класс А), желтому (класс G), красному (класс М). Следовательно, в этом же направлении от класса к классу происходит убывание температуры звезд. Таким образом, последовательность спектральных клас­сов отражает различие цвета и температуры звезд. Внутри каждого класса существует разделение еще на десять под­классов. Например, спектральный класс F имеет такие под­классы:

F0 — F1 — F2 — F3 — F4 — F5 — F6 — F7 — F8 — F9.

Солнце относится к спектральному классу G2.

В основном атмосферы звезд имеют сходный химический состав: самыми распространенными элементами в них, как и на Солнце, оказались водород и гелий. Разнообразие звезд­ных спектров объясняется, прежде всего тем, что звезды имеют разную температуру. От температуры зависит физи­ческое состояние, в котором находятся атомы вещества в звездных атмосферах, и вид спектра. При невысоких темпе­ратурах (красные звезды) в атмосферах звезд могут суще­ствовать нейтральные атомы и даже простейшие молеку­лярные соединения (С₂, CN, TiO, ZrO и др.). В атмо­сферах очень горячих звезд преобладают ионизованные атомы.

Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием маг­нитного поля, особенностями химического состава.

3. Светимости звезд. Звезды, как и Солнце, излучают энергию в диапазоне всех длин волн электромагнитных колебаний. Вы знаете, что светимость (L) характери­зует общую мощность излучения звезды и представляет одну из важнейших ее характеристик. Светимость пропорци­ональна площади поверхности (фотосферы) звезды (или ква­драту радиуса R) и четвертой степени эффективной темпера­туры фотосферы (Т) , т. е.

                                                                                                               (45)

Формула, связывающая абсолютные звездные величины и светимости звезд, аналогична известному вам соотноше­нию между блеском звезды и ее видимой звездной величи­ной, т. е.

                                                                                                         (46)

где L_l и L₂ — светимости двух звезд, а М, и М₂ - их абсолютные звездные величины.

Если в качестве одной из звезд выбрать Солнце, то

                                                                                                         (46')

где буквы без индексов относятся к любой звезде, а со значком   — к Солнцу.

Принимая светимость Солнца за единицу ( ), получим:

 или

                                                                                                     (47)

По формуле (47) можно вычислить светимость любой звезды, у которой известна абсолютная звездная величина.

Пример 10. Вычислить светимость Сириуса, если из­вестно, что его видимая звездная величина -1,6^m, а свет от него идет до Земли 8,7 лет.

Звезды имеют различную светимость. Известны звезды, светимости которых в сотни и тысячи раз превосходят све­тимость Солнца. Например, светимость α Тельца (Альдебаран) почти в 160 раз больше светимости Солнца (L≈160 ); светимость Ригеля (βОриона) L=80 000 .

У подавляющего большинства звезд светимости срав­нимы со светимостью Солнца или меньше ее; например, све­тимость звезды, известной под названием Крюгер 60А, L≈ 0,006  .

4. Радиусы звезд. Используя самую современную тех­нику астрономических   наблюдений, удалось в настоящее время непосредственно измерить угловые диаметры (а по ним, зная расстояние, и линейные размеры) лишь несколь­ких звезд. В основном астрономы определяют радиусы звезд другими методами. Один из них дает формула (45). Если известна светимость L и эффективная температура Т звезды, то, используя формулу (45), можно вычислить радиус звезды R, ее объем и площадь фотосферы.

Определив радиусы многих звезд, астрономы убедились в том, что существуют звезды, размеры которых резко отличаются от размеров Солнца. Наибольшие размеры у сверхгигантов. Их радиусы в сотни раз превосходят радиус Солнца. Например, радиус звезды w Цефея при­мерно в 1200 раз превосходит солнечный. Звезды, радиусы которых в десятки раз превосходят радиус Солнца, назы­ваются гигантами. Звезды, по размерам близкие к Солнцу или меньшие, чем Солнце, относятся к карликам. Сре­ди карликов есть звезды, которые меньше Земли или да­же Луны. Открыты звезды и еще меньших размеров.

5. Массы звезд. Масса звезды — одна из важнейших ее характеристик. Массы звезд различны.  Однако,  в отличие от светимостей и размеров, массы звезд заключены в срав­нительно узких пределах: самые массивные звезды обычно лишь в десятки раз   превосходят Солнце, а наименьшие массы звезд порядка  . Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд; обнаружена зависимость между  светимостью и  массой звезды.

6. Средние плотности звезд. 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 (их цвет об­условлен высокой температурой). Например, плотность бе­лого карлика Сириус В более 4•10⁷ кг/м³. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (10¹⁰—10¹¹ кг/м³). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, кото­рое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. 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», учитывая, что рас­стояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.

Домашнее задание: сделай конспект и ответь на контрольные вопросы.

контрольные вопросы:

1. как связаны между собой цвет и температура?

2. что такое спектральные классы?

3. что характеризует светимость ?

Жду ваши ответы и вопросы на адрес электронной почты:

[email protected]