Спектр светимость эволюционные этапы звезды подобной нашему солнцу

§ 25. Эволюция звёзд

1. По какому принципу строится диаграмма «спектр — светимость» (диаграмма Герцшпрунга — Рессела)?

Существует зависимость между основными физическими характеристиками звёзд. На основе наблюдений определяются спектральные классы звёзд, а по известному расстоянию — абсолютные звёздные величины, или светимости звёзд.

В начале ХХ в. независимо друг от друга датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астрофизик Генри Рессел установили связь между этими характеристиками. Данную зависимость можно представить в виде диаграммы: по горизонтальной оси откладывается спектральный класс (или температура) звёзд, а по вертикальной — их светимость (в абсолютных величинах). Каждой звезде соответствует точка на этой диаграмме. Такая диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга — Рессела или диаграммой «спектр — светимость»

2. Как на диаграмме «спектр — светимость» располагаются звёзды различного размера?

В верхней части диаграммы «спектр — светимость» располагается последовательность сверхгигантов, которые имеют очень высокую светимость, низкую плотность. Диаметры таких звёзд значительно превышают диаметр Солнца.

В левой нижней части диаграммы располагается последовательность белых карликов. Это горячие звёзды со слабой светимостью, которые имеют размеры, приблизительно равные размерам Земли, и массы близки к массе Солнца.

3. Дайте краткую характеристику звёздам: сверхгиганты, красные гиганты, белые карлики, красные карлики.

Сверхгиганты — это горячие звёзды, чья масса намного превышает солнечную. Температура и давление в недрах выше, чем у звёзд более поздних спектральных классов. Имеет ускоренное выделение термоядерной энергии. Светимость у них больше, и эволюционировать они должны быстрее.

Красные гиганты имеют массы ненамного превосходящие солнечную (1.3 раза), радиусы у таких звёзд больше приблизительно в 20 раз, светимость — в 220 раз. Эти звёзды имеют неоднородную структуру. По мере выгорания водорода внутри звезды образуется гелиевое ядро, а оболочка разрастается.

Белый карлик — звезда небольших размеров с массой, равной примерно массе Солнца, имеет радиус примерно в 100 раз меньше Солнца. Плотность таких звёз в 100 тыс. раз выше плотности воды.

Красные карлики — звёзды с массой, меньшей, чем у Солнца. Звёзды остаются полностью конвективными всегда, если их масса не превышает 0.3 массы Солнца. Не имеют лучистого ядро. Температура в центре таких звёзд мала для того, чтобы полностью работал протон-протонный цикл. Он обрывается на образовании изотопа $^3\mathrm<Не>,$ а сам $^4\mathrm<Не>$ уже не синтезируется.

4. Что понимают под эволюцией звёзд?

Эволюция звёзд — постепенное изменение с течением времени физических характеристик, внутреннего строения и химического состава.

5. Опишите в общих чертах процесс образования звёзд.

Звёзды образуются в результате сжатия вещества межзвёздной среды. Звёзды рождаются группами из гигантских газопылевых комплексов размерами до 100 пк и массой в десятки, а иногда и сотни тысяч солнечных масс. Газ в этих комплексах находится в молекулярном состоянии с температурой около 10 К.

В газопылевом облаке случайно или под действием внешних причин возникают гравитационно-неустойчивые фрагменты, которые продолжают сжиматься. Также запустить процесс образования могут столкновения молекулярных облаков; звёздный ветер от молодых горячих звёзд; ударные волны, порождённые вспышками сверхновых звёзд.

Формирующаяся звезда в конце стадии сжатия имеет довольно большие размеры при ещё относительно низкой температуре поверхности. Сжатие протозвезды прекращается при достижении температуры в центре ядра до нескольких миллионов градусов, после чего включаются термоядерные источники энергии, реакции протон-протонного цикла. Звезда считается рождённой в момент начала термоядерных реакций в ней. После начала водородных реакций и установления равновесного состояния звезда попадает на главную последовательность диаграммы «спектр-светимость».

6. Что понимают под классами светимости?

Классы светимости — звёздные группы, учитывающие особенности спектральных линий и светимость звёзд.

Источник

Диаграмма спектр-светимость

Солнце по физическим параметрам относится к средним звездам — оно имеет среднюю температуру, среднюю светимость и т. д. По статистике, среди множества различных тел больше всего таких, которые имеют средние параметры. Например, если измерить рост и массу большого количества людей различного возраста, то больше будет людей со средними величинами этих параметров. Астрономы решили проверить, много ли в космосе таких звезд, как наше Солнце. Для этой цели Э. Герцшпрунг (1873—1967) и Г. Рессел (1877—1955) предложили диаграмму, на которой можно обозначить место каждой звезды, если известны ее температура и светимость. Ее назвали диаграмма спектр-светимость, или диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Она имеет вид графика, на котором по оси абсцисс отмечают спектральный класс или температуру звезды, а по оси ординат — светимость (рис. 13.6).

Рис. 13.6. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. По оси абсцисс отмечена температура звезд, по оси ординат — светимость. Солнце имеет температуру 5780 К и светимость 1. Холодные звезды на диаграмме расположены справа (красного цвета), а более горячие — слева (синего цвета). Звезды, излучающие больше энергии, находятся выше Солнца, а звезды-карлики — ниже. Большинство звезд, к которым относится и Солнце, находятся в узкой полосе, которую называют главной последовательностью звезд

Если Солнце — средняя звезда, то на диаграмме должно быть скопление точек вблизи того места, которое занимает Солнце. То есть большинство звезд должны быть желтого цвета с такой же светимостью, как Солнце. Каково же было удивление астрономов, когда оказалось, что в космосе не нашли звезды, которую можно считать копией Солнца. Большинство звезд на диаграмме оказались в узкой полосе, которую называют главной последовательностью. Диаметры звезд главной последовательности отличаются в несколько раз, а их светимость по закону Стефана-Больцмана (см. § 13) определяется температурой поверхности. В эту полосу вошли Солнце и Сириус. Существенная разница в температуре на поверхности звезд различных спектральных классов объясняется разной массой этих светил: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Например, звезды главной последовательности спектральных классов О и В в несколько раз массивнее Солнца, а красные карлики имеют массу в десятки раз меньшую, чем солнечная.

Отдельно от главной последовательности на диаграмме находятся белые карлики (слева внизу) и красные сверхгиганты (справа сверху), которые имеют примерно одинаковую массу, но значительно отличаются по размерам. Гиганты спектрального класса М имеют почти такую же массу, как белые карлики спектрального класса В, поэтому средние плотности этих звезд существенно различаются. Например, радиус красного гиганта Бетельгейзе в 400 раз больший радиуса Солнца, но масса этих звезд почти одинакова, поэтому красные гиганты спектрального класса М имеют среднюю плотность в миллионы раз меньшую, чем плотность земной атмосферы. Типичным представителем белых карликов является спутник Сириуса.

Главная загадка диаграммы спектр-светимость заключается в том, что в космосе астрономы еще не нашли хотя бы две звезды с одинаковыми физическими параметрами — массой, температурой, светимостью, радиусом. Наверное, в течение эволюции звезды меняют свои физические параметры, поэтому маловероятно, что мы сможем отыскать в космосе еще одну звезду, которая зародилась одновременно с нашим Солнцем, имея тождественные начальные параметры.

Физические характеристики звезд: светимость, температура, радиус, плотность — существенно разнятся между собой. Между этими характеристиками существует взаимосвязь, отражающая эволюционный путь звезды. Солнце по своим параметрам относится к желтым звездам, находящимся в состоянии равновесия, и не меняющим своих размеров в течение миллиардов лет. В космосе существуют звезды-гиганты, которые в тысячи раз больше Солнца, и звезды-карлики, радиус которых меньший радиуса Земли.

Внесолнечные планеты

Для человека самым «обыденным» объектом во Вселенной являются планеты. Да, многие слышали про звёзды, про туманности и сверхскопления. Но в силу высокой температуры, звёзды недоступны человечеству. Да и будущие космонавты будут иметь дело именно с планетами и их спутниками.

Естественно, все знают про 8 планет Солнечной Системы. Некоторые слышали о существовании планетоидов — карликовых планет на фронтире нашей системы. Но немногие знают, что существуют «экзопланеты» — планетарные тела, расположенные вне пределов Солнечной Системы. Как и в нашей системе, экзопланеты могут быть землеподобными и пригодными для жизни — но также они могут быть и абсолютно неприспособленными даже для простой высадки. О 8 самых известных экзопланетах мы сегодня и расскажем.

Сколько всего открыто экзопланет?

Удивительно, но до 1995 года ни один астроном не мог наверняка сказать, есть ли за пределами нашей системы экзопланеты или нет. Только наличие мощных телескопов вроде «Кеплера» и исследование Вселенной при помощи высокочастотного излучения позволили за короткий промежуток открыть около 3500 планет за пределами пояса Койпера.

Помимо уже открытых планет, примерно 5000 небесных тел ожидают официального «признания». В целом, современные учёные уверены: любая звезда меньше бело-голубого гиганта обязательно имеет несколько планет на своей орбите. Бело-голубые и голубые гиганты слишком молоды для того, чтобы вокруг них смогли сформировать планеты.

Самыми же необычными (но пока, к сожалению, необнаруженными) будут являться планеты-странники — небесные тела, которые свободно летают по Галактике, будучи «выброшенными» своими умирающими звёздами. Пока достоверных данных о наличии таких планет нет, но астрономы полагают, что такие небесные тела могут существовать.

Источник

План-конспект урока на тему: Эволюция звезд, её этапы и конечные стадии

Дата урока 16.05.2018г. № 22

Тема урока Эволюция звезд, её этапы и конечные стадии.

Тип урока Комбинированный урок

Цели урока: Образовательные : рассмотреть вопросы, связанные с жизнью звёзд различной массы и её отражение на диаграмме «спектр–светимость»; гравитационный коллапс и взрыв белого карлика в двойной системе из-за перетекания на него вещества звезды-компаньона; гравитационный коллапс ядра массивной звезды в конце её жизни. Оценка возраста звёздных скоплений.

Развивающие : Проследить связи астрономии с жизнью; актуализация изучения предмета, необходимость умения читать и понимать диаграммы; вырабатывать навыки работы с диаграммами; и делать оценку звездных скоплений, а также познакомить с различными методиками изучения звезд.

Воспитательные: Воспитывать культуру поведения при фронтальной, индивидуальной и групповой работе.

Планируемые результаты : Предметные: Знать зависимость продолжительности эволюции звезд от их массы, объяснять варианты конечных стадий жизни звезд, описать природу объектов на конечной стадии эволюции.

Метапредметные: познавательные: уметьоценивать время свечения звезды по известной массе запасов водорода; регулятивные: уметь соотносить характеристики звезд и пути дальнейшей эволюции; коммуникативные: выражать логически верные обоснованные высказывания, осуществлять взаимодействие в группе, паре.

Личностные: Уметь самостоятельно определять цели своего обучения, соотносить свои действия с планируемыми результатами, осуществлять контроль своей деятельности в процессе достижения результата;Развить пространственное, логическое мышление, творческий потенциал личности.Сформировать положительное отношение к учению, готовность и способность к саморазвитию и самообразованию.

Оборудование: УМК: Чаругин В.М. Астрономия. Учебник для общеобразовательных учреждений. ПК, интерактивная доска.

I.Организационный момент ( 1мин.)

II. Актуализация знаний(4 мин)

Проверка домашнего задания в виде фронтального опроса

1.»Диаграмма Герцшпрунга-Рессела (спектр-светимость) и её эволюционный смысл»(по параграфу 22)

2. Каковы основные отличительные особенности и строение звезд (выборочно вопросы параграфов 23-26)

— красные гиганты и сверхгиганты

III. Мотивация к учебной деятельности (1 мин)

Интересный факт: Звезды, которые имеют самую короткую продолжительность жизни, являются наиболее массивными. Они представляют собой высокую массу химических веществ и, как правило, сжигают свое топливо гораздо быстрее.

IV .Целеполагание и совместное планирование учебной деятельности (2 мин)

У всех ли звезд одинаковый жизненный путь и как мы его назовем? …Запишите тему сегодняшнего урока: «Эволюция звезд». На какие вопросы вы хотели бы получить ответ?

(Чем отличаются варианты эволюции различных звезд?От каких параметров это зависит. )

V . Изучение нового материала (15мин)

Эволюция — изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания.
Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Рассмотрим эволюцию звезд на примере Солнца. Солнце имеет свой жизненный цикл. Оно образовалось в результате гравитационного сжатия плотного газопылевого облака . По мере сжатия температура и плотность облака возрастает, и оно испускает излучение в инфракрасном диапазоне спектра. Облако в этом состоянии называется протозвездой . Температура в недрах протозвезды постепенно возрастает, и когда она достигает нескольких миллионов кельвинов, начинается термоядерная реакция, в результате которой из водорода синтезируется гелий. Протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности . Как уже говорилось, Солнце относится к главной последовательности, а его возраст составляет примерно 4,5 миллиарда лет. После того, как водород на Солнце закончится, оно начнет раздуваться, превращаясь в красный гигант . Размеры Солнца возрастут в десятки раз, оно поглотит Меркурий и Венеру, и уничтожит жизнь на Земле. Это произойдет приблизительно через 5 миллиардов лет. Температура ядра станет настолько высока, что начнет происходить реакция превращения гелия в углерод. Раздувшаяся оболочка Солнца будет уже слишком слабо притягиваться ядром и постепенно рассеется, образовав так называемую планетарную туманность . После того, как оболочка окончательно рассеется, останется только ядро – белый карлик . Этот белый карлик будет очень медленно остывать, постепенно превращаясь в черный карлик .

Эволюция Солнца Эволюционный трек на диаграмме

Герцшпрунга-Рессела для звезды типа Солнца.

Следует заметить, что есть и другие варианты эволюции звезд, в зависимости от их массы. Итак, основные стадии эволюции звезд таковы: сначала образуется плотное газопылевое облако , которое под действием собственной гравитации коллапсирует в протозвезду . После начала термоядерной реакции в горячем ядре, протозвезда превращается в звезду главной последовательности . Когда в звезде заканчивается водород, она начинает раздуваться, превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта . А вот после этого есть несколько вариантов развития событий . Один из них был только что рассмотрен – это превращение звезды в белый карлик , а затем и в черный карлик . Такой путь развития характерен для звезд, масса которых не превышает две солнечные массы. Ядра более массивных звезд могут колоссально сжаться под действием собственной гравитации, что приведет к превращению протонов в нейтроны . Этот объект будет называться нейтронной звездой .

Для сверхмассивных звезд возможен несколько иной вариант развития событий: ядро сверхгиганта начинает сжиматься, в результате чего, вновь увеличивается плотность и температура. Это приводит к новой последовательности термоядерных реакций, в процессе которых синтезируются все более тяжелые элементы. В конечном итоге, синтезируется железо 56 (Fe-56), обладающее самым большим дефектом масс, поэтому дальнейшее образование других веществ с выделением энергии уже невозможно. Когда железное ядро достигает определенных размеров, вновь происходит коллапс ядра . Буквально через несколько секунд после этого происходит взрыв сверхновой звезды . На сегодняшний день еще неизвестно, что именно приводит к взрыву, но этот взрыв выносит значительную часть накопленного материала вместе со струями нейтрино в межзвездное пространство. Выброшенное вещество может послужить материалом для образования новых звезд . От начальной звезды остается нейтронная звезда. Но если звезда обладала достаточно большой массой, то коллапс может продолжаться даже после образования нейтронной звезды. Тогда звезда становится черной дырой .

Согласно общей теории относительности, черные дыры могут искажать пространство и замедлять время в непосредственной близости от себя. На данный момент, многие вопросы о сверхновых, нейтронных звездах и черных дырах остаются открытыми. В нашей Галактике 1 сверхмассивная черная дыра Стрелец А и множество черных дыр звездной массы.

Фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела.

Существует два предела разделяющие три основных (по нынешним представлениям) конечных пункта эволюции звёзд.Предел Чандрасекара- это верхний предел массы белого карлика, в качестве значения обычно берётся 1,4 солнечных массы., дальше уже идут нейтронные звёзды, а предел Оппенгеймера-Волкова- это верхний предел массы нейтронной звезды, дальше уже идут «чёрные дыры».Современные оценки предела Оппенгеймера — Волкова лежат в пределах 2,5—3 солнечных масс.

Физкультминутка (учащимся предлагается встать со своих мест, и, вспомнив виды деформаций, показать с помощью своего тела все 5 видов деформаций: растяжение, сжатие, сдвиг, кручение, изгиб)

Проследите эволюционный путь звезды с начальной массой: а) 1.2 Мс; б) 2Мс; в) 12 Мс.

VII . Первичный контроль (11мин)

Самостоятельная работа «Эволюция звезд.». Взаимоконтроль.

Источник