Меню

Соотносима с массой солнца

Эволюция звёзд разной массы

Эволюция звезды с массой, примерно равной массе Солнца

Звёзды с массой, не сильно отличающейся от массы Солнца (а таких звёзд — большинство), заканчивают свою жизнь сравнительно «мирно» — без взрывов.

Образовавшиеся из них белые карлики постепенно остывают, становясь в конце концов невидимыми. Но это происходит чрезвычайно медленно, так как из-за очень малой поверхности белый карлик излучает энергию очень медленно. К тому же его остывание несколько притормаживается гравитационным сжатием, которое продолжает «подогревать» белый карлик. Длительность пребывания звезды в стадии белого карлика и объясняет «населённость» этой области на диаграмме «температура — светимость».

Картина неизбежного остывания белого карлика кажется довольно грустной, но, оказывается, это не всегда конец жизни звезды. Если вблизи белого карлика есть другая звезда, у него может начаться новая жизнь с гигантскими «фейерверками». Об этом мы расскажем ниже.

Эволюция звезды с массой, большей массы Солнца

Нейтронные звёзды

Если масса ядра звезды превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза, колоссальная сила тяготения «вдавит» электроны в протоны, в результате чего образуются нейтроны.

При этом возникнет нейтронная звезда, то есть звезда, состоящая в основном из нейтронов, — как бы гигантских размеров «атомное ядро». Масса такой звезды сопоставима с массой Солнца, а диаметр составляет всего несколько километров!

Плотность нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра и во много раз превышает плотность белых карликов: масса напёрстка вещества нейтронной звезды равна массе нескольких гружёных товарных вагонов.

Модели образования нейтронных звёзд разработали советский физик Л. Д. Ландау и американский физик Р. Оппенгеймер.

Источник

Урок 12

Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля и Марс) и планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун).

  • Планета с наибольшей полуосью орбиты — Нептун .
  • Какая из планет-гигантов подходит на самое близкое расстояние к Земле: Юпитер .
  • Какая планета из земной группы имеет самый длительный период обращения вокруг Солнца: Марс .
  • Самая большая по размеру планета — Юпитер .
  • Самой большой массой из планет земной группы обладает Земля .
  • Какая планета имеет самую малую массу: Меркурий .
  • Какая планета имеет самую среднюю плотность: Сатурн .
  • Планета с самым большим периодом вращения вокруг оси — Венера .
  • Планета с одним спутником — Земля .
  • В Солнечной системе имеются следующие планеты-гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.
  • Какая планета обращается на самом близком расстоянии от Солнца: Меркурий .
  • Планета, подходящая на самое близкое расстояние к Земле, — Венера .
  • Планета-гигант с самый коротким периодом обращения вокруг Солнца — Юпитер .
  • Какая планета земной группы является самой большой по размеру: Земля .
  • Планета, обладающая самой большой массой, — Юпитер .
  • Планета, значение массы которой самое близкое к массе Земли, — Венера .
  • Планета, имеющая самую большую среднюю плотность, — Земля .
  • Планета, быстрее всех вращающаяся вокруг оси, — Юпитер .
  • Планеты, которые не имеют спутника: Меркурий и Венера.
  • Планеты земной группы: Меркурий, Венера, Земля и Марс.

Основная масса Солнечной системы сосредоточена в Солнце.

Форма орбит планет почти круговая.

Плоскости орбит планет почти совпадают с плоскостью эклиптики.

Большинство планет вращается вокруг своих осей в одном направлении, исключение составляют Венера и Уран.

На какие группы разделяются планеты по своим физическим и динамическим свойствам: планеты земной группы и планеты-гиганты.

Источник

Урок по астрономии «Двойные звезды. Масса звезд.»

Урок по астрономии. Двойные звезды. Масса звезд.

Цель: Рассмотреть понятие и различные виды двойных звезд: визуальные, спектральные, затменные, астрометрические. Рассмотреть способы определения масс звезд в системах.

1. Обучающая: Ввести понятия: двойная звезда (визуально-двойная, спектрально-двойная), затменно-двойная звезда (ее кривая блеска, период, амплитуда), звезды-гиганты, сверхгиганты, карлики, белые карлики, компоненты двойной звезды. Изложить сущность определения масс звезд на основе обобщенного третьего закона Кеплера и показать, как это делается на конкретных примерах.

2. Воспитывающая: Акцентировать внимание учащихся на том, что размеры (и средние плотности звезд) меняются в широких, а массы – в ограниченных пределах. Указать, что Солнце по своим физическим характеристикам (размерам, массе, средней плотности, а также по температуре, цвету, спектру и химическому составу) ничем особенным не выделяется среди множества других звезд. Подчеркнуть, что выяснение природы звезд – один из примеров познаваемости мира. Отметить, что открытие двойных звезд астрономы успешно используют не только для определения их размеров и масс (причем масса – важнейшая физическая характеристика звезды, связанная с ее светимостью; от массы зависит также темп и характер эволюции звезды) но и для поиска таких экзотических объектов, как черные дыры. Обосновать идею о всемирности закона тяготения Ньютона (и законов Кеплера).

3. Развивающая: Важны следующие главные положения: во-первых, существование возможности определения радиусов и массы звезд с помощью соответствующих методов (причем масса звезды – ее важнейшая физическая характеристика), во-вторых, сумма знаний, полученных на предыдущем и данном уроках, позволяет заключить, что Солнце – рядовая звезда. Продолжить формирование умения работать с иллюстрациями. Использовать возможность создания эмоциональной ситуации, сообщая данные об экстремальных размерах и средних плотностях звезд. Учащимся, интересующимся астрономией, предложить подготовить реферат, составить презентацию.

Читайте также:  Ты как солнце теплыми лучами кто поет

1. Умение самостоятельно определять цели своего обучения, ставить и формировать для себя новые задачи в учебе и познавательной деятельности;

2. Умение самостоятельно планировать пути достижения целей;

3.Умение соотносить свои действия с планируемыми результатами, осуществлять контроль своей деятельности в процессе достижения результата;

4. Умение оценивать правильность выполнение учебной задачи, собственные возможности ее решения.

Тип урока: комбинированный урок.

1) Организационный момент. Актуализация знаний.

2) Изучение нового материала.

3) Закрепление изученного. Итог урока.

Тип урока: комбинированный.

1) Организационный момент.

Объявление темы и цели урока.

Нам нужно повторить вопросы, которые будут необходимы нам для изучения нового материала.

Повторение материала

Экспресс-опрос (перед собой иметь диаграмму “Гершпрунга -Расселла”, используется для показа мультимедийный проектор). Оценивается каждый ученик по количеству правильных ответов (по ходу отмечается каждым учеником в тетради +). На каждый вопрос для ответа отводится не более 1 сек. Продолжительность экспресс-опроса 10 минут. Итак, вопросы.

1. Существуют ли звезды спектрального класса А с абсолютной звездной величиной +4m. (нет)

2. Какие звезды самые горячие? (спектрального класса О, W — голубого цвета)

3. Может ли светимость звезды спектрального класса В превышать светимость Солнца в 10000 раз? (да)

4. Существуют ли звезды, светимость которых в 100 раз меньше солнечной, а температура на поверхности 30000К? (может, белый карлик)

5. Оцените по диаграмме абсолютную звездную величину Денеба (A2) [-7]

6. Какие звезды самые холодные? (спектрального класса М, L, T — красного цвета)

7. Благодаря чему звезды светят (происходящей в недрах звезд термоядерной реакции)

8. Звезды каких спектральных классов наиболее массивны? (М)

9. Какие звезды называются гигантами? (больших размеров и светимости)

10. Звезды каких спектральных классов имеют наибольшую скорость вращения? (О и В)

11. К какому спектральному классу звезд относится Солнце? (G2V)

12. Какова абсолютная звездная величина Бетельгейзе (M2) [-6]

13. Какова светимость Солнца в ваттах? (LV¤ = 3,876·1026 Вт)

14. Какие звезды называются карликами? (малых размеров, как Солнце и меньше)

15. Что называется светимостью звезды? (мощность излучения звезды – полная энергия, излучаемая звездой в 1 секунду суммарно во всех диапазонах)

16. Почему светимости звезд обычно определяют в светимостях Солнца? (удобней для сравнения)

17. Какую температуру имеют желтые карлики? (от 5000К до 7000К)

18. Каковы размеры звезд? (10км

19. Какую температуру имеют голубые гиганты? (свыше 30000К)

20. Как связана температура с размерами звезды? (чем больше температура, тем больше размер – для главной последовательности)

21. Какие звезды имеют маленькую светимость? (карлики)

22. Сравните Бетельгейзе и Солнце (гигант и карлик)

23. Каков цвет Бетельгейзе? (красный)

24. Блеск звезды 6-й величины по сравнению с блеском звезды 1 величины (в 100 раз меньше)

25. Абсолютная звездная величина равна видимой, если звезда расположена на расстоянии (10 пк)

26. Самую большую светимость имеют звезды? (сверхгиганты)

27. Что является индикатором температуры наружных слоев звезды? (ее цвет)

28. Какой цвет звезд класса О? (белый)

29. Полная энергия излучаемая звездой в единицу времени? (светимость)

30. Каково время жизни звезд, подобных Солнцу? (10 млрд.лет)

31. Какие звезды имеют большую продолжительность жизни? (карлики)

32. Как зависит возраст звезды от ее массы? (с увеличением массы возраст уменьшается)

33. Сравните средние плотности Бетельгейзе, Солнца и белого карлика Сириус В. Вывод? (чем меньше размер звезды, тем больше ее плотность)

34. Что нужно знать, чтобы определить расстояние до звезды? (параллакс)

35. Каков цвет Солнца? (желтый)

36. От чего зависит светимость звезд? (их размера)

37. Чем отличается красный карлик от коричневого? (температурой)

2) Изучение нового материала.

Среди звезд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звезды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ — две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех”звезд» на самом деле — двойные или кратные (несколько, не менее 3-х звезд) системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.

Изучение двойных звезд началось в середине 17в, когда Г. Галилей (1564-1642, Италия) открыл несколько звезд и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К середине 18в было обнаружено всего около 20 двойных звезд; тогда же начались и первые измерения позиционного угла и расстояния между компонентами. К 1803 году У. Гершель (1738-1822, Англия) опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. В дальнейшем наблюдения двойных звезд продолжил сын Вильяма – Джон Гершель (1792-1871, Англия), перенесший свой телескоп в Южную Африку. В Европе планомерные наблюдения двойных звезд организовал русский астроном В. Я. Струве (1793-1864, Россия) на обсерватории в Тарту.

Читайте также:  Было очень хорошо светило солнце мороз щипал уши нос

На сегодняшний день одним из самых полных сборников является Вашингтонский каталог визуально-двойных звезд (обозначаются порядковым номером с приставкой WDS — Washington Double Star). Впервые появившись в 1984 году, каталог насчитывал 73610 двойных звезд всего неба, для которых имелось хотя бы одно точное измерение, опубликованное до 1983 года. В 1996 году появилась обновленная версия WDS, в которой уже можно найти данные о 78100 двойных, наблюденных до 1995 года. В окрестностях Солнца (d

В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звезд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными. В настоящее время считается, что большинство звезд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то визуально-двойной. Если же об этом можно судить только по спектру, то спектрально-двойной.

Существуют Оптически двойные — рядом проецируются на воображаемую сферу, но физически не связаны. Так в древности у легионеров А.Македонского проверяли зрение по Дзета (ζ) Большой Медведицы (Мицар –конь, предпоследняя в ручке ковша, 78 св.г, 2,23m) оптически двойной звезды в 12′ от нее 80 UMa (Алькор — всадник, 81,2 св.г, 4,02m). Может они физически и связаны, но если период обращения очень большой. Зато при наблюдении в телескоп Мицар сам по себе виден как двойная звезда, включающая Мицар A и Мицар B. Мицар B имеет звёздную величину 4.0 и спектральный класс A7, расстояние между Мицаром A и Мицаром B — 380 а.е., период обращения — несколько тысяч лет.

Среди ярчайших звезд также были обнаружены двойные : Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звезд такой пары сама состоит из нескольких звезд. Так, Мицар и Капелла имеют в своем составе четыре компонента, а Кастор — шесть. Выяснилось, что α Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого — «ближайшая»).

У двойных звезд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких десятков лет (в редких случаях превышают 100 лет). Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звезд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.

Типы двойных (физически двойных) звезд:

1. Визуально-двойные звезды , двойственность которых может быть видна в телескоп. На сегодняшний день в каталогах WDS и CCDM свыше 78 000 и 110 000 объектов соответственно, то только у нескольких сотен можно вычислить орбиту, и у менее чем сотни объектов орбита известна с достаточной точностью, для того чтобы получить массу компонентов. Чем дальше звезды друг от друга, тем медленнее движутся. Пары, в которых угловое расстояние достаточно велико для того, чтобы звезды можно было разрешить при наблюдении в телескоп, часто имеют период обращения 50 -100 лет.

СИРИУС ( α Большого Пса) — самая яркая звезда видимая у нас на небе. Это тройная звезда в 8,56св. годах от нас. Системы из более чем двух звезд называют кратными.

2. Спектрально-двойные звёзды — выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий. Поскольку члены двойной системы движутся по орбитам, их скорость по отношению к Земле регулярно изменяется. Вариация скорости приводит к изменению длин волн в объединенном спектре системы (так называемый доплеровский эффект). Изучение таких спектров позволяет выяснить детали строения звезд и их орбит. Эти двойные звезды распознаются только спектроскопическими методами. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель. Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой. Когда потоки вещества устремляются к компактной вращающейся звезде двойной системы, может образоваться аккреционный диск. Освободившаяся энергия излучается в рентгеновском диапазоне.

3. Затменные двойные звёзды — изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды. Это происходит, если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Сейчас известно более 5000 таких звезд. Самая известная и первая открытая в 1669г итальянцем Г. Монтанари(1632-1687) Алголь (β Персея, арабское «эль гуль» — дьявол). Алголь А — бело-голубая.

4. Астрометрически двойные – выявляются по отклонению в движении (колебаниям) главной звезды, вызванное орбитальным движением более слабого спутника. Если одна звезда намного слабее другой (невидимый спутник), ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Этот способ, как и исследование спектральных смещений, позволяет определить наличие планетных систем у звезд (открыты у более 180 звезд).

Читайте также:  Планеты вращаются вокруг солнца как это называется

Некоторые звёздные системы:

· Сириус (две звезды);

· α Центавра (три звезды);

· 4 Центавра (4 звезды);

· Мицар (пять звёзд);

· Кастор (шесть звёзд);

· ν Скорпиона (семь звёзд);

· Лебедь X-1 (одна звезда и одна чёрная дыра).

Определение масс звезд в двойных системах. Несмотря на многочисленность двойных звезд, достаточно надежно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

где m 1 и т2 — массы компонентов звездной пары; M 1 и М2 — массы Солнца и Земли; Т1 — период обращения звезд; Т2— период обращения Земли; А — большая полуось орбиты двойной звезды; а — большая полуось земной орбиты. Приняв период обращения Земли и величину большой полуоси ее орбиты равными 1, и пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим, что в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния А1 и А2 (А = А1 + А2) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.

Определение масс звезд на основе исследований двойных звезд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.

В последние годы тщательные спектральные наблюдения более 100 близких звезд типа Солнца и холоднее его позволили обнаружить в спектрах некоторых звезд незначительные смещения линий, по-видимому, связанные с обращением вокруг них тел планетного типа, масса которых порядка массы Юпитера и даже меньше. Возможно, что дальнейшие поиски приведут к открытию других планетных систем, сходных с Солнечной системой или непохожих на нее.

Размеры звезд. Плотность их вещества (дополнительно)***

К сожалению, звезды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна.

В большинстве случаев размеры звезд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

Отношениесветимостей звезды и Солнца будет равно:

Приняв, что = 1 и = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца)

Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звезд, расстояния до которых невелики.

Звезды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру. Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звездами являются белые карлики, диаметр которых несколько тысяч километров

Расчеты средней плотности звезд различных типов, проведенные на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10 -3 кг/м 3 , что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 10 9 кг/м 3 .

В зависимости от массы и размеров звезды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).

Звезды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. У более горячих звезд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует.

Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объем (9/10 радиуса) составляет протяженная конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотической» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмется до размеров, примерно равных размерам Земли. Внутри белого карлика температура достигает 10 млн К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.

Понять, как связаны между собой различные типы звезд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звезд, образующих огромные звездные системы — галактики.

3) Закрепление изученного. Итог урока.

1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд?

2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звезд сверхгигантов и карликов?

Источник

➤ Adblock
detector