Как поступить
в Онлайн-школу и получить аттестат?

Подробно расскажем о том, как перевестись на дистанционный формат обучения, как устроены онлайн-уроки и учебный процесс, как улучшить успеваемость и повысить мотивацию!

Нажимая на кнопку, я соглашаюсь на обработку персональных данных

Конспект урока: Физические характеристики звёзд. Эволюция звёзд. Вселенная

Строение Вселенной

Физические характеристики звёзд

План урока

  • Физические характеристики звезд

Цели урока

  • Знать: понятие спектрального класса звезд; две классификации звезд; понятие главной последовательности
  • Уметь: определять спектральный класс звезды в зависимости от температуры ее поверхности; использовать диаграмму Герцшпрунга - Рассела

Разминка

  • Какие размеры имеют звезды?
  • Как цвет звезды зависит от температуры на ее поверхности?
  • Что отражает диаграмма Герцшпрунга – Рассела?

Физические характеристики звезд

 

С развитием техники появилась возможность измерять угловые размеры и годичные параллаксы ближайших звезд. Полученные данные позволили астрономам вычислить диаметры исследуемых звезд и расстояния между звездами и нашей планетой. Также для оценки различных характеристик звезд используются спектральный анализ и измеряется мощность светового излучения – светимость звезды L.

Рис. 1. Размеры некоторых звезд в сравнении с Солнцем Рис. 1. Размеры некоторых звезд в сравнении с Солнцем

Результаты исследований говорят о том, что во Вселенной находится огромное количество звезд, большинство из которых имеет размеры, сопоставимые с размерами Солнца. Однако существуют звезды – гиганты, такие как звезда Бетельгейзе, радиус которого сопоставим с радиусом орбиты Земли (рис. 1); а также звезды – карлики, имеющие размеры, сравнимые с размером Земли.


Если размеры звезд имеют очень широкий диапазон, то значения их масс M лежат в достаточно малых пределах:

 

0,01Mс<M<100Mс.

 

У звезд, массы которых удовлетворяют соотношению выше, в процессе из образования сначала наблюдается рост гравитационных сил, увеличение плотности и разогрев ядра. Результатом этих процессов является термоядерная реакция, энергия продолжает выделяться до тех пор, пока ее количество не станет равно потерям на излучение. В этот момент гравитационное сжатие прекращается, звезда приходит в устойчивое состояние.

 

Если же размер небесного тела меньше, чем 0,01Mс, то гравитационные силы недостаточно велики, чтобы вызвать нагрев центральной части и спровоцировать термоядерные реакции. Такие объекты не являются самосветящимися телами.

 

Известно, что мощность светового излучения L пропорциональна кубу ее массы ML~M3. Таким образом, звезда, имеющая массу M=50Mс будет излучать энергию L=125000Lс. Если масса звезды M будет превышать массу Солнца Mс более чем в сто раз, такая звезда разрушится, так как гравитационные силы не будут уравновешивать действие сил светового давления, разрушающих звезду.
 

Цвет поверхности звезды определяется температурой ее поверхности. Все известные звезды в зависимости от их спектра разделены на семь спектральных классов. В таблице 1 приведены диапазоны температур, соответствующие каждому спектральному классу.

 

Таблица 1. Спектральные классы звезд

 

Спектральный класс

Температура поверхности, К

Цвет поверхности

Пример звезды (созвездие)

О

26000 - 35000

Голубой

Беллатрикс (Орион)

В

12000 - 25000

Бело – голубой

Регул (Лев)

A

8000 – 11000

Белый

Сириус (Б. Псы)

F

6200 - 7900

Желто - белый

Альтаир (Орел)

G

5000 - 6100

Желтый

Солнце

K

3500 - 4900

Оранжевый

Альдебаран (Телец)

M

2600 - 3400

Красный

Бетельгейзе (Орион)

 

Таким образом, Солнце относится к желтым звездам и занимает промежуточное положение в температурном диапазоне звезд.

 

В начале XX в. было установлено, что, если построить диаграмму, отражающую зависимость светимости звезд L от их спектрального класса, большинство звезд будет располагаться вдоль узкой полосы (рис. 2). Эта группа звезд была названа главной последовательностью. Звезды главной последовательности имеют плотность, сопоставимую с плотностью Солнца, а мощность их светового излучения L пропорциональна кубу их массы ML~M3. Для данной группы звезд справедливо следующее утверждение: чем больше массы звезды, тем больше ее светимость и масса.

Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга - Рассела Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга - Рассела

Остальные звезды были разделены на сверхгиганты, гиганты и белые карлики.


Полученная зависимость светимости от спектрального класса получила название диаграмма Герцшпрунга - Рассела в честь двух астрономов, Генри Рассела (1877-1957) и Эйнара Герцшпрунга (1873-1967), открывших данную закономерность независимо друг от друга.


Итоги

 

Массы звезд M лежат в пределах:

 

0,01Mс<M<100Mс,

 

где Mс – масса Солнца.


Если масса звезды M будет превышать массу Солнца Mс более чем в сто раз, такая звезда разрушится.


Если же размер небесного тела меньше, чем 0,01Mс, то такие объекты не являются самосветящимися телами.


Мощность светового излучения звезды L пропорциональна кубу ее массы ML~M3.


В зависимости от температуры поверхности различают семь спектральных классов звезд. Солнце относится к желтым звездам главной последовательности и занимает промежуточное положение в температурном диапазоне звезд.


Контрольные вопросы

 

1. В каких пределах лежат массы всех звезд?
2. Почему не могут существовать звезды, масса которых превышает массу Солнца более чем в 100 раз?
3. Как связаны светимость звезд главной последовательности с их массой?


Предыдущий урок
Строение Вселенной. Основные методы исследования в астрономии. Определение расстояний до небесных тел
Строение Вселенной
Следующий урок
Элементарные частицы. Фундаментальные взаимодействия
Ядерная физика
  • Моделирование на графах
  • Молодежь в современном обществе

    Обществознание

  • Вписанный четырёхугольник

    Геометрия

Зарегистрируйся, чтобы присоединиться к обсуждению урока

Добавьте свой отзыв об уроке, войдя на платфому или зарегистрировавшись.

Отзывы об уроке:
Пока никто не оставил отзыв об этом уроке