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

23.02.2024
1677
0

Физические характеристики звёзд

План урока

  • Физические характеристики звёзд

Цели урока

  • знать понятия: спектральный класс звёзд, главная последовательность; две классификации звёзд
  • уметь определять спектральный класс звезды в зависимости от температуры её поверхности; использовать диаграмму Герцшпрунга – Рассела

Разминка

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

Физические характеристики звёзд

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

Рис. 1. Размеры некоторых звёзд в сравнении с Солнцем

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


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

 

0,01 Mс<M<100 Mс.

 

У звёзд, 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 её 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 0,01 Mс, 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 её массы ML~M3. Таким образом, звезда, имеющая массу M=50 Mс будет излучать энергию L=125 000 Lс. 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 её поверхности. Все известные звёзды в зависимости от их спектра разделены на семь спектральных классов. В таблице 1 приведены диапазоны температур, соответствующие каждому спектральному классу.

 

Таблица 1. Спектральные классы звёзд

 

Спектральный класс

Температура поверхности, К

Цвет поверхности

Пример звезды (созвездие)

О

26 000–35 000

Голубой

Беллатрикс (Орион)

В

12 000–25 000

Бело-голубой

Регул (Лев)

A

8 000–11 000

Белый

Сириус (Б. Пёс)

F

6 200–7 900

Жёлто-белый

Альтаир (Орёл)

G

5 000–6 100

Жёлтый

Солнце

K

3 500–4 900

Оранжевый

Альдебаран (Телец)

M

2 600–3 400

Красный

Бетельгейзе (Орион)

 

Таким образом, Солнце относится к жёлтым звёздам и занимает промежуточное положение в температурном диапазоне звёзд.

 

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

Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Остальные звёзды 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.


 

Массы звёзд M лежат в пределах

 

0,01 Mс<M<100 Mс,

 

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 0,01 Mс, то такие объекты не являются самосветящимися телами.


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


В зависимости от температуры поверхности различают семь спектральных классов звёзд. Солнце относится к жёлтым звёздам главной последовательности и занимает промежуточное положение в температурном диапазоне.


Контрольные вопросы

 

1. В каких пределах лежат массы всех звёзд?
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
Дифракционная решётка
Волновая оптика
Следующий урок
Солнце. Солнечная система
Строение Вселенной
Урок подготовил(а)
teacher
Андрей Михайлович
Учитель физики
Опыт работы: 12 лет
Поделиться:
  • Электролиз расплавов и растворов. Практическое применение электролиза

    Химия

  • Колебания и волны. Механические колебания. Условия возникновения свободных колебаний. Кинематика колебательного движения

    Физика

  • Комбинации тел: многогранники, цилиндр, конус, шар. Задачи на объёмы тел

    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