белые карлики, нейтронные, переменные, новые, сверхновые

Урок 26. Звезды главной последовательности, белые карлики,
красные гиганты, нейтронные, новые, сверхновые.
Тема. Звёзды. Эволюция звёзд в зависимости от массы.
Цели урока. Учащиеся должны:
 Объяснять эволюцию звёзд в зависимости от массы звезд.
 Иметь представления о возможных путях изменения блеска звёзд.
 Иметь представления о том, какие космические явления сопровождают завершающие
стадии эволюции звёзд.
 Иметь представления о возникновении химических элементов в результате
термоядерных реакций в недрах звезд на завершающих этапах их эволюции, а также
при вспышки сверхновых звёзд. Из этого вещества образуются звезды второго
поколения и планетные системы.
 Иметь представления об эволюционном характере диаграммы «спектр-светимость» и
треках звезд.
Основные понятия. Звезды главной последовательности. Красные карлики. Белые
карлики. Сверхновые. Нейтронные звёзды. Красные гиганты.
Демонстрационный материал. Использование фотографий туманностей, планетарных
туманностей, вспышек сверхновых, анимаций и т.п. в качестве наглядного материала.
Самостоятельная деятельность учащихся. Решение задач у доски и самостоятельная
работа.
Мировоззренческий аспект урока. Развивать навыки логического мышления учащихся и
научного подхода к изучению мира, выявление причинно-следственных связей.
Использование новых информационных технологий. Работа с интерактивным
моделями «Синтез гелия», «Эволюция звезд», «Реакции в горячих звёздах».
План урока
Краткое содержание урока
Формы
использован
ия
планетария
1
I. Актуализация темы
II. Изучение нового материала.
III. Закрепление изученного материала.
Решение задач.
Время, мин
Иллюстраци
и,
интерактивн
ые модели
Иллюстраци
и
20
Беседа
учителя
Объяснение
учителя
10
Решение
задач
13
Самостоятел
ьная работа
учащихся
Запись на
доске
IV. Самостоятельная работа
V. Домашнее задание
Приемы и
методы
1
Конспект урока
I. Актуализация темы
В начале урока проводится повторение и актуализация учебного материала о звездах и
звездных системах.
II. Изучение нового материала.
Возможная масса звезды имеет ограничения сверху и снизу. Если масса звезды в
сотни раз больше массы Солнца, то давление излучения разрывает звезду, поэтому таких
звёзд не существует. Верхние ограничение массы обусловлено и развитием пульсаций,
которые позволяют звезде сбросить лишнюю для устойчивого равновесия массу. По
современным данным верхний предел массы звёзд оценивается в 150 M.
Если масса звезды меньше m < mmin = 0,08 M (предел Кумара), то температура в
центре протозвезды не достигает пороговой температуры начала термоядерных реакций –
3000000К. Звёзды с солнечной массой живут порядка десяти миллиардов лет, а с массой в
десять раз большей - порядка десяти миллионов лет.
Звёзды находятся на главной последовательности 90 % времени своей «жизни –
активного энерговыделения». Горение водорода – самая длительная стадия в жизни
звезды, так как в молодой звезде водорода до 70 % от всей массы. При превращении
водорода в гелий выделяется большое количество энергии. Вес вышележащих звездных
слоев уравновешивается на стадии главной последовательности давлением звездного газа.
В звезде примерно 70 % водорода (по массе), а при синтезе гелия выделяется
большая часть ядерной энергии, запасенной в веществе, поэтому можно говорить, что
основную часть своей жизни звезды светят, сжигая водород. Последующие стадии
термоядерного синтеза в звёздах также важны, например, слияние трех альфа-частиц в
ядро 12C , но уже не с точки зрения энергетики.
Звезды с массами чуть большими минимальных масс 0,08М < М < 0,5М,
светимостями L ~ 10–3–10–4L и радиусами 0,1–0,9R называют красными карликами. В
красных карликах идут реакции термоядерного синтеза гелия из водорода. Красные
карлики относятся к звёздам главной последовательности и являются самыми
многочисленными звездами нашей Галактики. Такие звёзды будут очень долго находиться
на главной последовательности. Такие звёзды свой жизненный путь проходят спокойно,
без эффектных взрывов, сброса оболочек.
Иначе проходит эволюцию звёзды с массой примерно равной солнечной.
Обсудить интерактивные модели «Синтез гелия» и «Реакции в горячих звездах»
После того, как звезда израсходует свое водородное топливо, его заменяет гелий, а
сама звезда раздувается до размеров красного гиганта. Но эта фаза продлится недолго по
космическим меркам, примерно 10 % от своей «жизни». Как только звезда начнет
испытывать недостаток гелиевого топлива, она станет «переходить» на более тяжелые
элементы, вплоть до углерода. Размеры звезды резко уменьшатся, и она превратится
небольшой тусклый звездоподобный объект под названием белый карлик. В стадии
белого карлика звезда будет находиться очень долго, для звезд массой 1 М более 25
млрд лет, за это время температура звезды сравнивается с температурой окружающей
среды.
Белые карлики – результат эволюции звезд, похожих на Солнце. Они имеют
массу, не превышающую 1,4 M (в среднем 0,6 M) , радиус в 100 раз меньше солнечного,
и, следовательно, плотность в миллион раз больше солнечной, порядка 106 г/см3.
Светимость белых карликов в 100 или 1000 раз меньше светимости Солнца (L ~ 10–2–10–
3
L ).
Стакан вещества белого карлика весит тысячи тонн. Вещество белых карликов находится в
состоянии нерелятивистского вырожденного газа, при котором давление внутри звезды не зависит
от температуры, а зависит только от плотности.
В процессе превращения из красного гиганта в белый карлик звезда может
сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро.
Американский астроном У. Адамс, получил Астроном Ван Манен в 1913 г. получил
и изучил в 1914 г. детальный спектр спектр белого карлика – звезды Ван
спутника ярчайшей звезды неба Сириуса, Маанен 2
так называемого Сириуса B – белого
карлика
Индийский физик Субраманьян Чандрасекар в 1931 г. доказал,
что белые карлики имеют предел массы в 1,4 M (предел
Чандрасекара). Основное предсказание теории Чандрасекара –
зависимость радиуса белого карлика от его массы – получило
наблюдательное подтверждение, что одновременно доказало
отсутствие водорода в недрах белых карликов.
Позже было показано, что давление в белом карлике не зависит
от температуры его недр, газ находится в вырожденном
состоянии.
Обычно звезда находится на главной последовательности 9–10 миллиардов лет.
После того как она израсходует содержащийся в центральной части водород, внутри
звезды происходят крупные перемены. Гелиевое ядро начнет сжиматься, его температура
повысится настолько, что начнутся реакции с большим энерговыделением (при
температуре 2∙107 К, например, начинается горение гелия). В прилегающем к ядру слое,
как правило, остается водород, возобновляются протон-протонные реакции, давление в
оболочке существенно повышается, и внешние слои звезды резко увеличиваются в
размерах. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда начинает смещаться вправо – в
область красных гигантов.
Красные гиганты – это холодные звёзды с температурой поверхности около Т =
3000К, большого радиуса 10–200 R, с высокой светимостью L ~ 102–104 L). Красные
гиганты имеют маленькое ядро, состоящее из гелия. Термоядерный синтез происходит в
слое, а не в центре.
Строение красного гиганта.
В процессе превращения из красного гиганта в белый карлик звезда может
сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая
оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды.
Планетарные туманности, светящиеся газовые оболочки умирающих звезд
солнечного типа, которые исчерпали запас термоядерного горючего и сбросили оболочку.
Эта фаза длится примерно 10000 лет. Размеры туманностей примерно в 1000 раз
превосходят размеры Солнечной системы.
Рекомендуется показать анимацию «Планетарные туманности».
Но путь звезды более массивной протекает иначе. В центральных областях звезды
при высоких температурах происходят реакции непосредственного слияния тяжелых ядер,
после чего происходит эффектный взрыв сверхновой. Вспышки сверхновых – один из
самых мощных катастрофических природных процессов. Фантастическое выделение
энергии – столько, сколько Солнце вырабатывает за миллиарды лет – сопровождает взрыв
сверхновой. Сверхновая звезда может излучать больше, чем все звезды галактики вместе
взятые.
Сверхновыми называются звезды, взрывающиеся и достигающие в максимуме
абсолютной звездной величины от –11m до –18m. Плотное ядро коллапсирует, увлекая за
собой в свободное падение к центру наружные слои звезды. Когда ядро сильно
уплотняется, его сжатие прекращается, и на верхние слои обрушивается встречная
ударная волна, а также выплескивается энергия огромного числа нейтрино. В результате
оболочка разлетается со скоростью 10 000 км/с, обнажая нейтронную звезду либо черную
дыру. При вспышке сверхновой выделяется энергия 1046 Дж.
Учащимся рекомендуется показать разницу между двумя типами сверхновых, так
как это используется для определения расстояний до галактик.
По характеру спектра вблизи эпохи максимума различают два типа сверхновых.
Сверхновые I и II типа различаются по спектрам и по светимости. В 1941 году Р.
Минковский разделил сверхновые на два основных типа по характеру спектров.
Сверхновые I типа вблизи максимума отличаются непрерывным спектром, в
котором не видно никаких линий. Позднее появляются в спектре линии поглощения,
сильно расширенные. Это соответствует расширяющейся в окружающее пространство
оболочке со скоростью 10–15 тыс. км в секунду, массой более 0,3 МСолнца. При вспышке
сверхновой I типа от звезды отрывается оболочка с массой порядка 0,3–1 M, которая
расширяется в межзвездное пространство. Наиболее интенсивны линии однократно
ионизованных кальция и кремния, сдвинутых из-за эффекта Доплера. Сверхновые I типа
поддерживают максимальный блеск примерно неделю, после этого примерно месяц их
светимость плавно уменьшается со скоростью 0,1m в сутки. В спектрах отсутствуют яркие
эмиссионные линии водорода. В среднем абсолютная звездная величина сверхновых Iа
типа равна –19,3m  0,2m. Вспышки сверхновых Iа типа намного мощнее, чем вспышки
сверхновых II типа.
Модель вспышки сверхновой I типа.
Изменение блеска сверхновых I типа. (Из
книги И.С. Шкловского «Сверхновые звезды
и связанные с ними проблемы».
Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали присутствие
очень интенсивных эмиссионных линий водорода, ультрафиолетовая часть спектра у них
яркая. В настоящее время стало ясно, что кривые блеска сверхновых II типа весьма
разнообразны, по-видимому, в этой группе объединяются различные объекты. У
некоторых сверхновых II типа на кривой блеска вскоре после максимума может
наблюдаться достаточно продолжительный участок с медленным спаданием светимости
на протяжении 100 суток – так называемое «плато». В среднем абсолютная звездная
величина сверхновых Iа типа равна – 17,5m  0,4m.
Модель вспышки сверхновой II типа.
Изменение блеска сверхновых II типа. (Из
книги И.С. Шкловского «Сверхновые звезды
и связанные с ними проблемы».
Сверхновые II типа связаны с молодыми, массивными звездами, в их оболочках в
большом количестве присутствует водород на конечной стадии эволюции. Вспышки
сверхновых II типа считают конечной стадией эволюции звезд, начальная масса которых
составляет больше 8–10 масс Солнца.
Рис.17. Изменение блеска Сверхновой II типа SN 1999em в диапазонах U, B, V..
Продолжительность стадии «плато» - около 100 суток
NGC628, 2003 год
NGC 3184, 1999 год
В 2005 году галактике М51 взорвался красный сверхгигант как сверхновая. Вспышка II
типа.
До вспышки сверхновой 2005 год
Во время вспышки сверхновой. (В центре
фотографии, на спиральной ветви)
Рекомендуется показать анимации «Вспышка сверхновой I типа» и «Вспышка
сверхновой II типа».
В результате вспышек сверхновых тяжелые химические элементы поступают в
межзвёздную среду и из этого вещества образуются звезды второго и последующих
поколения и планетных систем.
Вспышка сверхновой 1054 года в нашей Галактике относят ко II типу, что
подтверждается современными наблюдательными данными.
Крабовидная туманность.
Расстояние до Крабовидной туманности – около 6000 св. лет, диаметр –
немного меньше 10 св. лет (2,3 пк). Оболочка после вспышки Сверхновой в Тельце
расширяется со скоростью более 1200 км/с.
Крабовидная туманность расширяется со скоростями в 1200 км/с и встречается с
межзвездным веществом, сгребая и уплотняя его перед собой, при этом сброшенная
взрывом оболочка звезды тормозится. Столкновение расширяющейся оболочки с
неподвижным межзвездным газом порождает ударную волну, в которой газ нагревается
до миллионов К и становится источником рентгеновского излучения.
Излучение от Крабовидной туманности регистрируется во всех областях спектра
(радио диапазон, инфракрасная, видимая и рентгеновская области спектра).
Нейтронная звезда обладает значительным магнитным полем. Скорее всего, поле
имеет дипольный характер, а его ось наклонена к оси вращения нейтронной звезды.
Система силовых линий магнитного поля вращается с огромной угловой скоростью, с
какой вращается сама нейтронная звезда. На поверхности нейтронной звезды нейтроны
могут распадаться на протоны и электроны. Сильное магнитное поле подхватывает
заряженные частицы и разгоняет их до околосветовых скоростей. Частицы высоких
энергий, отрываемые от поверхности нейтронной звезды и ускоряемые сильным
электрическим полем, создают поток, исходящий от нейтронной звезды и похожий на
солнечный или звездный ветер. Магнитное поле увлекает этот поток во вращение вместе о
нейтронной звездой. Так вокруг нее возникает расширяющаяся и вращающаяся
магнитосфера. Движущиеся электроны генерируют электромагнитные волны, которые
излучаются узким быстровращающимся пучком. Таким образом, источником энергии
служит быстрое вращение нейтронной звезды, которая совершает около 30 оборотов/с.
Крабовидная туманность является мощным источником синхротронного радиоизлучения.
Эволюция звёзд в зависимости от массы (схема Румянцева Ю. А.)
Задача 1. В Крабовидной туманности обнаружен оптический пульсар с периодом 0,33с.
Оцените размер пульсара.
Решение.
Пульсар – вращающаяся звезда. За один оборот она посылает один импульс. Чтобы
скорость поверхности пульсара не превосходила скорости света
2R
c
P
где R – радиус пульсара, Р – период пульсара.
cP
R
2
3  108  0,033
R=
 1,5106 м.(1,5 млн м). 1,5 000.000 м
2  3,14
Меньше Земли.
Земля 6400 км = 6.400.000 м
Размер пульсара не может быть больше расстояния, за которое свет проходит время,
равное периоду.
R =ct
R = 3108м/с 0,033 с = 0,099108м = 99103м = 100 км.
Задача 2.
В 1054 году в нашей Галактике вспыхнула сверхновая. В настоящее время на этом месте
наблюдается Крабовидная туманность. Измерение лучевых скоростей газа в туманности
показало, что она расширяется со скоростью около 1200 км/с от центра. Угловые размеры
туманности около 5´. Оценить примерное расстояние до Крабовидной туманности.
Решение.
d = 5´.
v = 1200 км/с
t = 950 лет.
__________
R–?
Крабовидная туманность начала расширяться 950 лет тому назад, скорость расширения
около 1200 км/с. Поэтому линейный размер D Крабовидной туманности:
D = 2 t  v  2  950  3,15107  1200  100 = 23591000100107 м =
23,5911015/3,086∙1016 м = 21,16 пк = 2,32 пк.
(т. к. 1 пк = 3,086∙1016 м).
Расстояние до Крабовидной туманности:
D  206265 2,32пк  206265
R=
=
159,5пк ≈ 1,6 кпк.
d 
5  60
Более точные оценки расстояния до Крабовидной туманности дают расстояние 2
кпк.
Задача 3.
Пульсар NP 0531 – знаменитый пульсар в Крабовидной туманности – имеет период
Т = 0,033 с. Оценить его плотность.
Решение
2R
Период вращения пульсара T =
.
V
Предельную скорость вращения нейтронной звезды можно найти из второго закона
Ньютона.
GM V 2

R
R2
Быстрее вращаться пульсар не может: центробежная сила его просто разорвет. Отсюда
Плотность пульсара в Крабовидной туманности ρ = 3π/GT 2 = 1,3∙1014 кг/м3.
Задача 4.
Предположим, что в нашей Галактике на расстоянии R = 5000пк от Солнца
вспыхнула Сверхновая звезда I типа с абсолютной видимой величиной М = –19. Будет ли
эта Сверхновая ярче Венеры?
Решение.
Абсолютная звездная величина M = m + 5 – 5 lg R.
Видимая звездная величина m = M – 5 + 5 lg R.
m = M – 5 + 5 lg R = – 19 – 5 + 5 lg 5000 = – 19 – 5 + 5  3,69 = – 19 – 5 + 18,49 = – 5,5.
То есть она будет ярче Венеры. С учетом межзвездного поглощения, ее блеск уменьшится
на 1 – 1,5 звездные величины, но все равно эта предполагаемая Сверхновая будет ярче
Юпитера и Венеры.
Задача 5.
Расстояние до Крабовидной туманности R ≈ 2 кпк. В Крабовидной туманности
Сверхновая взорвалась в 1054 году. Сколько лет назад взорвалась Сверхновая 1054 года?
Решение.
Расстояние до Крабовидной туманности R ≈ 2 кпк ≈ 6520 св. лет. С 1054 года
прошло 950 лет. 6520+953 = 7473 лет, поэтому прошло более 7 тысяч лет с тех пор, когда
взорвалась звезда, сбросив оболочку. О большей точности говорить не имеет смысла.
ТЕСТ «ЗВЕЗДЫ».
Из данных вопросов с легкостью можно набрать несколько вариантов, учитывая
специфику обучающихся.
1. Видимая звездная величина характеризует:
А) видимые размеры звезды; Б) видимый блеск звезды;
В) истинную массу звезды; Г) истинную плотность вещества.
2. Понятие «видимая звездная величина m» соответствует:
А) размерам звезды; Б) массе; В) реальной светимости звезды; Г) видимому блеску.
3. Понятие «абсолютная звездная величина М» соответствует:
А) размерам звезды; Б) массе; В) реальной мощности излучения (светимости) звезды;
Г) видимому блеску.
4. Звезды, видимый блеск которых изменяется, называются:
А) стационарными; Б) новыми; В) переменными; Г) субкарликами.
5. Промежуток времени между двумя последовательными минимумами или
максимумами блеска переменной звезды называется:
А) амплитудой Б) кривой блеска В) периодом Г) изменением блеска
6. Первая пульсирующая переменная звезда, которую
Фибрициус, носит название:
А) Миры Кита Б) Алголь ( Персея) В)  Цефея Г) RR Лиры
открыл в 1596 году
7. К периодическим физическим переменным звездам относятся:
А) двойные звезды; Б) цефеиды; В) пульсары; Г) затменно-переменные звезды.
8. Пульсирующие желтые сверхгиганты, спектральных классов F и G, масса которых
превосходит массу Солнца, называются:
А) новыми звездами; Б) звездами типа RR Лиры В) пульсарами; Г) цефеидами.
9. Блеск цефеиды изменяется в результате:
А) пульсаций звезды; Б) затмений в двойной системе; В) вспышки звезды; Г) рождения
звезды.
10. Маяками Вселенной называют:
А) голубые сверхгиганты; Б) цефеиды; В) пульсары; Г) красные сверхгиганты.
11. По зависимости светимости от периода цефеид можно найти:
А) расстояния до далеких галактик;
Б) возраст старейших шаровых скоплений, в которые входят цефеиды с малым периодом
переменности;
В) исследовать молодые структуры галактик, в которые входят цефеиды с большим
периодом переменности; Г) все вышеперечисленное.
12. Одна из наиболее близких к нашей звезде цефеид по имени которой не назвали
этот класс переменных звезд:
А)  Орла; Б)  Малой Медведицы – Полярная;В)  Персея- Алголь; Г)  Кита- Мира.
13. Карликовые звезды спектральных классов В и А, у которых периодически
происходит скачкообразное увеличение блеска на 2m – 6m звездных величины,
называются:
А) звездами типа RR Лиры; Б) пульсарами; В) цефеидами; Г) карликовыми новыми.
14. Переменность физических переменных типа Миры Кита обусловлена:
А) периодическими затмениями в двойной системе;
Б) изменениями блеска звезды вследствие колебания ее размеров;
В) наличия темных или светлых пятен на поверхности и изменением блеска вследствие
вращения; Г) всеми вышеперечисленными причинами.
15. Переменность звезд типа U Близнецов обусловлена:
А) периодическими накоплениями падающего вещества в результате аккреции на белый
карлик в тесной двойной системе;
Б) изменениями блеска вследствие периодических колебаний ее размеров;
В) периодическими вспышками с выделением большого количества углерода (сажи);
Г) вспышками, обусловленными молодостью звезды и ее нахождения в плотных облаках
межзвездного газа.
16. Переменность звезд типа UV Кита обусловлена:
А) периодическими накоплениями падающего вещества в результате аккреции на белый
карлик в тесной двойной системе;
Б) периодическими вспышками типа солнечных вспышек, только в несколько раз мощнее
вследствие колебаний магнитного поля звезды;
В) периодическими вспышками с выделением большого количества углерода (сажи);
Г) вспышками, обусловленными молодостью звезды и ее нахождения в плотных облаках
межзвездного газа.
17. Наиболее правильными и повторяющимися во времени кривыми блеска обладают:
А) пятнистые переменные типа BY Дракона; Б) цефеиды типа  Цефея;
В) затменные переменные звезды в двойных системах типа  Персея;
Г) переменные типа Т Тельца.
18. Массивные звезды ранних спектральных классов, в сотни тысяч раз превышающие
светимость Солнца называются:
А) голубые сверхгиганты; Б) красные сверхгиганты;
В) сверхновые; Г) красные гиганты.
19. Наше звезда Солнце является:
А) звездой главной последовательности, спектрального класса G 2;
Б) красным гигантом спектрального класса М 2;
В) красным карликом спектрального класса М 2;
Г) белым карликом.
20. Звезды поздних спектральных классов с низкой светимостью называются:
А) красные гиганты;
Б) красные карлики;
В) белые карлики;
Г) субкарлики.
21. Наиболее распространенный тип среди звезд:
А) голубые сверхгиганты; Б) красные сверхгиганты; В) красные карлики;
Г) белые карлики.
22. Самые горячие звезды главной последовательности имеют температуру:
А) 1000 000 000 К; Б) 60 000 К; В) 20 000 К; Г) 10 000 К.
23. Во сколько раз отличаются температуры звезд, если их светимости различаются в
16 раз, а радиусы равны?
А) в 2 раза; Б) в 4 раза; В) в 8 раз; Г) в 16 раз.
24. Звезды поздних спектральных классов имеют минимальную температуру:
А) 30 000 К; Б) 6000 К;
В) 3000 К; Г) 2000 К.
25. Мощность излучения с единицы поверхности желтой звезды больше аналогичной
величины для красной звезды в 16 раз. Во сколько раз температура желтой звезды
больше температуры красной?
А) в 2 раза;
Б) в 4 раза;
В) в 8 раз;
Г) в 16 раз.
26. На основе спектрального анализа звезд находят:
А) температуру; Б) химический состав; В) магнитное поле; Г) Все выше перечисленное.
27. Если звезда имеет массу, которая больше в 3 раза, чем масса Солнца, то ее
светимость примерно:
А) в 27 раз больше; Б) в 81 раз больше; В) в 3 раза больше; Г) в 300 раз больше.
28. Давление и температура в центре звезды главной последовательности определяется
прежде всего:
А) светимостью; Б) температурой атмосферы;
В) химическим составом; Г) массой.
29. Скорость эволюции звезды зависит прежде всего от:
А) светимости; Б) массы; В) температуры поверхности; Г) химического состава.
30. В чем коренное отличие звезд от планет?
А) в светимости; Б) в массе; В) в размерах; Г) в плотности.
31. У какой звезды впервые с помощью интерферометра был измерен диаметр?
А) Фомальгаут; Б) Сириус; В) Беллатрикс; Г) Альтаир; Д)Бетельгейзе.
32. Распределение энергии в спектре и наличие линий поглощения различных
элементов используют для определения:
А) массы космического объекта Б) времени эволюции; В) температуры; Г) расстояния.
33. Если звезды нанести на диаграмму спектр-светимость (Герцшпрунга-Рессела), то
большинство из них будут находиться на главной последовательности. Из этого
вытекает, что:
А) на главной последовательности концентрируются самые молодые звезды;
Б) продолжительность пребывания на стадии главной последовательности превышает
время эволюции на других стадиях;
В) это является чистой случайностью и не объясняется теорией эволюцией звезд;
Г) на главной последовательности концентрируются самые старые звезды;
34. Диаграмма Герцшпрунга–Рессела представляет зависимость между:
А) массой и спектральным классом звезды; Б) спектральным классом и радиусом;
В) массой и радиусом; Г) светимостью и эффективной температурой.
35. Огромное сжимающееся холодное газопылевое облако, из которого образуются
звезды, называется:
А) цефеидой; Б) протозвездой; В) планетарной туманностью; Г) рассеянным скоплением.
36. Звезда на диаграмме Герцшпрунга–Рессела, после превращения водорода в гелий,
перемещается по направлению:
А) вверх по главной последовательности, к голубым гигантам;
Б) от главной последовательности к красным гигантам и сверхгигантам;
В) в сторону низких светимостей; Г) в сторону ранних спектральных классов;
Д) звезда в процессе эволюции однажды попав на главную последовательность от нее не
отходит.
37. Область белых карликов на диаграмме Герцшпрунга–Рессела расположена:
А) в верхней левой части диаграммы;
Б) в верхней правой части диаграммы;
В) в нижней левой части диаграммы;
Г) в нижней правой части диаграммы.
38. Красные гиганты – это звезды:
А) больших светимостей и малых радиусов;
Б) больших светимостей и низких температур поверхности;
В) больших температур поверхности и малых светимостей;
Г) больших светимостей и высоких температур.
39. Эволюция звезд это:
А) процесс превращения из протозвезды и последующее постоянное излучение без
изменения светимости;
Б) изменение светимости звезды со временем вследствие сильнейших потоков вещества
типа «солнечного ветра»;
В) изменение химического состава и внутреннего строения с изменением светимости в
результате реакций термоядерного синтеза;
Г) изменение светимости звезды со временем из-за увеличения массы звезды в результате
поглощения межзвездного газа и пыли.
40. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры являются:
А) типичными звездами главной последовательности;
Б) последовательными стадиями эволюции массивных звезд;
В) начальными стадиями образования звезд различной массы;
Г) конечными стадиями звезд различной массы.
41. Звезда, ядро которой имеет размеры 10–30 км, и массу, близкую к массе Солнца,
состоящую в основном из нейтронов, называют:
А) нейтронной; Б) протозвездой В) коллапсаром; Г) новой.
42. Черной дырой является:
А) неизлучающая звезда низкой температуры;Б) солнечное пятно;
В) темная туманность, дыра, на фоне ярких звезд, через которую не проходит излучение;
Г) коллапсирующая звезда, исчерпавшая ядерные источники энергии.
43. Гигантский взрыв, являющийся финалом эволюции массивной звезды, при котором
выделяется энергия, которую Солнце вырабатывает за миллиарды лет,
свидетельствует о появлении:
А) цефеиды;Б) новой звезды; В) Сверхновой звезды; Г) протозвезды.
44. Какие звезды называются новыми звездами?
А) молодые, только начавшие свою эволюцию;
Б) однократно вспыхивающие без видимых причин;
В) пульсирующие звезды с большим периодом;
Г) вспышка звезды в двойной системе в результате аккреции от звезды-гиганта на белый
карлик.
45. Из теории эволюции звезд следует, что:
А) положение звезды на диаграмме спектр-светимость не зависит от эволюции звезды;
Б) в процессе эволюции большая часть звезд становится белыми карликами;
В) звезды малой массы эволюционируют быстрее звезд большой массы;
Г) звезды в процессе своей эволюции увеличивают массу;
Д) одной из стадий эволюции звезд является стадия красного гиганта.
Ответы на тест
1 2 3
1
0
Б Г В В В А Б Г А Б
2
4
Г
2
5
А
4
2
6
Г
5
2
7
Б
6
2
8
Г
7 8 9
2
9
Б
3
0
Б
3
1
Д
1
1
Г
3
2
В
1
2
А
3
3
Б
3
4
Г
1
3
Г
1
4
Б
3
5
Б
1
5
А
3
6
Б
3
7
В
1
6
Б
3
8
Б
1
7
В
3
9
В
1
8
А
1
9
А
2
0
Б
2
1
В
2
2
Б
2
3
А
4
0
Г
4
1
А
4
2
Г
4
3
В
4
4
Г
4
5
Д
Тест Эволюция звезд. Вспышки сверхновых
1. Если звезды нанести на диаграмму спектр-светимость (Герцшпрунга-Рессела), то
большинство из них будут находиться на главной последовательности. Из этого
вытекает, что:
А) на главной последовательности концентрируются самые молодые звезды;
Б) продолжительность пребывания на стадии главной последовательности
превышает время эволюции на других стадиях;
В) это является чистой случайностью и не объясняется теорией эволюцией звезд;
Г) на главной последовательности концентрируются самые старые звезды;
2. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела представляет зависимость между:
А) массой и спектральным классом звезды; Б) спектральным классом и радиусом;
В) массой и радиусом; Г) светимостью и эффективной температурой.
3. Огромное сжимающееся холодное газопылевое облако, из которого образуются
звезды, называется:
А) цефеидой; Б) протозвездой; В) планетарной туманностью; Г) рассеянным скоплением.
4. Звезда на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, после превращения водорода в гелий,
перемещается по направлению:
А) вверх по главной последовательности, к голубым гигантам;
Б) от главной последовательности к красным гигантам и сверхгигантам; В) в
сторону низких светимостей; Г) в сторону ранних спектральных классов; Д)
звезда любой массы в процессе эволюции однажды попав на главную
последовательность от нее не отходит.
5. Область белых карликов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела расположена:
А) в верхней левой части диаграммы;
Б) в верхней правой части диаграммы;
В) в нижней левой части диаграммы;
Г) в нижней правой части диаграммы.
6. Красные гиганты – это звезды:
А) больших светимостей и малых радиусов; Б) больших светимостей и низких
температур поверхности;
В) больших температур поверхности и малых светимостей; Г) больших
светимостей и высоких температур.
7. Эволюция звезд это:
А) процесс превращения из протозвезды и последующее постоянное излучение без
изменения светимости;
Б) изменение светимости звезды со временем вследствие сильнейших потоков
вещества типа “солнечного ветра”;
В) изменение химического состава и внутреннего строения с изменением
светимости в результате реакций термоядерного синтеза;
Г) изменение светимости звезды со временем из-за увеличения массы звезды в
результате поглощения межзвездного газа и пыли.
8. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры являются:
А) типичными звездами главной последовательности; Б) последовательными
стадиями эволюции массивных звезд;
В) конечными стадиями звезд различной массы; Г) начальными стадиями
образования звезд различной массы.
9. Звезда, ядро которой имеет размеры 10–30 км, и массу, близкую к массе Солнца,
состоящую в основном из нейтронов, называют:
А) новой; Б) протозвездой В) коллапсаром; Г) нейтронной.
10. Черной дырой является:
А) неизлучающая звезда низкой температуры;Б) солнечное пятно;
В) темная туманность, дыра, на фоне ярких звезд, через которую не проходит
излучение; Г) коллапсирующая звезда, исчерпавшая ядерные источники энергии.
11. Гигантский взрыв, являющийся финалом эволюции массивной звезды, при
котором выделяется энергия, которую Солнце вырабатывает за миллиарды лет,
свидетельствует о появлении:
А) цефеиды; Б) новой звезды; В) сверхновой звезды; Г) протозвезды.
12. Какие звезды называются новыми звездами?
А) молодые, только начавшие свою эволюцию; Б) однократно вспыхивающие без
видимых причин;
В) пульсирующие звезды с большим периодом; Г) вспышка звезды в двойной
системе в результате аккреции от звезды–гиганта на белый карлик.
13. Абсолютная звездная величина М сверхновых звезд заключена в пределах от 
14m до  20m, что соответствует светимости:
А) в сотни раз превышает светимость Солнца; Б) в тысячи раз превышает
светимость Солнца;
В) в сотни тысяч раз превышает светимость Солнца; Г) в десятки и сотни
миллионов раз превышает светимость Солнца
14. Что в большей степени определяет характер эволюции звезды?
А) радиус;
Б) масса; В) плотность; Г) спектральный класс;Д) химический
состав.
15. В нашей Галактике в 1572 году вспыхнула сверхновая звезда. Ее наблюдения
проводил:
А) Галилео Галилей; Б) Тихо Браге;В) Коперник.
16. В нашей Галактике в 1604 году вспыхнула сверхновая звезда, ее наблюдения
проводил:
А) Галилео Галилей; Б) Исаак Ньютон; В) Иоганн Кеплер.
17. Медленно расширяющаяся Крабовидная туманность, совпадающая с источником
мощного радиоизлучения, является результатом вспышки сверхновой:
А) 1054 г.; Б) 1572 г.; В) 1604 г.
18. По наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на две
большие группы – сверхновые первого типа и сверхновые второго типа. В
спектрах сверхновых I-го типа нет линий водорода, что может
свидетельствовать:
А) о том, что взрыв происходит в звездах, лишенных оболочки, богатой
водородом, например, взрыв белого карлика, входящего в состав двойной системы;
Б) взрыв происходит в звездах, у которых с момента рождения (стадии
протозвезды) не было водорода.
19. Спектры сверхновых II типа имеют водородные линии, кривые блеска их сильно
различаются по скорости спада. Это соответствует:
А) концу термоядерной эволюции массивной звезды с массой больше 8 МСолнца;
Б) конечной стадии эволюции звезд с массой МСолнца. В) конечной стадии эволюции
белых карликов.
20. Вспышка сверхновой II типа соответствует катастрофическому взрыву:
А) молодой массивной звезды; Б) старой мало массивной звезды; В) белому
карлику.
21. Из теории эволюции звезд следует, что:
А) положение звезды на диаграмме спектр-светимость не зависит от массы
звезды;
Б) в процессе эволюции все звезды становятся белыми карликами; В) звезды
малой массы эволюционируют быстрее звезд большой массы;
Г) звезды в
процессе своей эволюции увеличивают массу; Д) одной из стадий эволюции звезд
является стадия красного гиганта.
Ответы на тест
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21
Б Г Б Б В Б В В Г Г В Г Г Б Б В А А А А Д