Физическая природа заёзд.

Тема: «Физическая природа звезд».
Цель: рассмотреть изменение размеров (и средних плотностей) звёзд и их масс; связь масса звезды, с
ее светимостью; зависимость массы звёзд от скорости их эволюции и характер эволюции (положение
на диаграмме Герцшпрунга–Рессела).
Оборудование: презентация «Эволюция звёзд».
Ход урока.
I.Организационный момент.
II. Проверка домашнего задания.
1. Какие процессы теплопроводности переносят энергию от центра Солнца наружу?
2. Какие реакции служат источником энергии Солнца и звёзд?
3. Как устроен красный гигант?
4. Как устроен жёлтый карлик?
5. Что такое пульсары?
6. Опишите объект «чёрная дыра».
III. Изучение нового материала.
Как и Солнце, звёзды освещают Землю, но из – за огромного расстояния до них, их освещённость во
много раз меньше солнечной. Измерения показали, что среди звёзд встречаются звёзды в сотни и
тысячи раз более мощные, чем Солнце, и звёзды со светимостями в десятки тысяч раз меньшими,
чем у Солнца.
Измерения температур поверхности звёзд показали, что температура поверхности звезды определяет
её видимый цвет и наличие спектральных линий поглощения тех или иных химических элементов в
её спектре.
По температуре, по цвету и виду спектра все звёзды разбили на спектральные классы, которые
обозначаются буквами O, B, A, F, G, K, M. Имеется ещё одна интересная связь между спектральным
классом звезды и её светимостью, которая представляется в виде диаграммы «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.
В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды,
похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. 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 располагаются
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. При исследовании процессов
звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных
лучей межзвездное поглощение света не так существенно.
Образование звёзд: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуется несколько
сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Новорожденные протозвезды, “кричат” о
своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т.е. мазерами).
Перестав сжигаться, звезда длительно излучает, её излучение поддерживается термоядерными
реакциями, идущими в центральных областях.
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. лет.
Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции,
постепенно уменьшаются, этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных
звезд. Звезда как бы “разбухает” и начинает “сходить” с главной последовательности, переходя в
области красных гигантов.
Что произойдет со звездами, когда реакция “гелий – углерод” в центральных областях исчерпает
себя так же, как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая
стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта? Мощное ультрафиолетовое излучение
звезды — ядра планетарной туманности — будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их
свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая
очень горячая плотная звезда. Медленно остывая, она превратится в белый карлик.
Белые карлики как бы “вызревают” внутри звезд — красных гигантов — и “появляются на свет”
после отделения наружных слоев гигантских звезд. Белые карлики, в которых весь водород
“выгорел” и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный
этап эволюции большинства звезд. Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают,
переходя в невидимые “черные” карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности,
в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с
солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое
существование большинство звезд.
Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то
гравитационные силы в этом случае очень велики, так что электроны вдавливаются внутрь атомных
ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны, способные прилетать друг к другу без всяких
промежутков. Типичная нейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один
кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Нейтронные звезды обладают еще
двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры:
это быстрое вращение и сильное магнитное поле, совершают несколько оборотов в секунду. Наряду
с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы
раз более сильное, чем у Земли. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по
спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч
прожектора. Пульсар быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно
маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гаммалучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых — тысячные
доли секунды.
Звезды, массы которых достигают 1,4 солнечной, умирают катастрофическим взрывом, в
мгновение высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет.
Световой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь
видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды
разлетаются прочь со скоростями до 20000 км в секунду. Такие грандиозные звездные взрывы
называются сверхновыми. Сверхновые — довольно редкое явление. Каждый год в других галактиках
обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За
столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной
Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 г.
От звезды, имеющей массу больше, чем три солнечных, и радиус больше 8,85 километра, уходящий
от поверхности луч искривляется в поле силы тяжести так сильно, что возвращается обратно на
поверхность. Кванты света — фотоны, — излучаемые телом, возвращаются обратно, как брошенные
вверх на земле камни. Никакое излучение не прорывается во внешний мир, чтобы донести весть о
печальной судьбе звезды. Итак, скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой.
Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы — Галактики — прошло
около 15 – 20 млрд. лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный
путь прошли только те звезды, массы которых превышают некоторую величину. По-видимому, эта
“критическая” масса всего лишь на 10 – 20% превышает массу Солнца. 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. Вообще говоря, нам, конечно, небезразлична судьба
Солнца, так как с нею тесно связано развитие жизни на Земле. И далее пойдёт речь о звёздахневидимках, которые притягивают и поглощают даже галактик, встречающихся на их пути.
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. Звезды, подобные Солнцу, превращаются в белые карлики, а более массивные — в
нейтронные звезды или в черные дыры.
IV. Закрепление изученного материала.
Задача 1: Светимость Кастора (а Близнецы) в 25 раз превосходит светимость Солнца, а его
температура 10400К. Во сколько раз Кастор больше Солнца?
Задача 2: Красный гигант в 300 раз превосходит Солнце по размеру и в 30 раз по массе. Какова его
средняя плотность?
3. Используя таблицу классификации звезд (ниже) отметить, как изменяются с увеличением размера
звезды ее параметры: масса, плотность, светимость, время жизни, число звезд в Галактике
Задача 1. Во сколько раз отличаются светимости двух звезд одинакового цвета, если радиус одной
из них больше, чем другой, в 25 раз.
Решение. Светимость звезды связана с радиусом звезды формулой L = σT4 ∙ 4πR2. Т.к. звезды
одинакового цвета, T1 = T2. L1 / L2 = R12 / R22.
Ответ. В 625 раз.
Задача 2. Во сколько раз красный гигант больше красного карлика, если их светимости отличаются
в 100 раз?
Решение. L = σT4 ∙ 4πR2. Цвет звезд одинаков, температуры их также примерно равны. Различие в
светимостях вызвано различием в площадях, а, следовательно, и различием в радиусах звезд. Это
означает, что красный гигант больше красного карлика примерно в 10 раз.
Задача 3. Параллакс Солнца p0 = 8".8, а видимый угловой радиус Солнца примерно 30. Во сколько
раз радиус Солнца больше радиуса Земли?
Решение: Так как параллакс Солнца есть ни что иное, как угловой радиус Земли, видимый с Солнца,
следовательно, радиус Солнца во столько же раз больше радиуса Земли, во сколько его угловой
диаметр больше параллакса.
V. Итоги урока.
VI. Домашнее задание: §121,123 .