"Две вещи наполняют мою душу всегда новым и все более сильным удивлением и благоговением, чем чаще и продолжительнее я размышляю о них, это звездное небо надо мной и моральный закон во мне" И.Кант

Тема: Физическая природа звезд

Межпредметные связи: природоведение (элементарные сведения о природе звезд); физика (спектральный анализ, непрерывный и линейчатый спектры, применение спектрального анализа, X кл); обществоведение (материальность мира, его единство на уровне химического состава и законов природы, познаваемость мира и его закономерностей); математика (функция, логарифм (алгебра, X кл)).

Цель: Познакомить с физической природой (характеристиками) звезд в сравнении с Солнцем: цвет, температура, спектр, химический состав, светимость, размер, масса, плотность. Рассмотреть спектральную классификацию звезд.

Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь. Исаак Ньютон ( ), «Оптика» (1704г) Й.М. Марци (1648г) Д. Б. Гримальди (1665г) Роджер Бэкон ( , Англия) в XIII столетии. Уильям Волластон (1802г ) -темные линии в солнечном спектре, Йозеф фон ФРАУНГОФЕР ( )-открыл, обозначил и описал 754 линии в солнечном спектре и отметил, что положение линии D близко к положению яркой желтой линии в спектре пламени. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров - спектроскоп. Для получения спектра излучения видимого диапазона используется прибор, называемый спектроскопом, в котором детектором излучения служит человеческий глаз.

Густав Роберт КИРХГОФ ( , Германия) Вильгельм БУНЗЕН ( , Германия) 1854г, открыли спектральный анализ- явление обращения спектров - желтой линии натрия, назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа (1859г), что послужило основой возникновения астрофизики: спектральный анализ Спектры испускания сплошной линейчатый полосатый Спектры поглощения

1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр. 2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр (эмиссионные). 3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения (спектры поглощения).эмиссионныеспектры поглощения

Уильям ХЕГГИНС ( , Англия) астроном, один из первых астроспектроскопистов, первым применив спектрограф начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

1.Спектры звезд Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

2. Цвет звезд ЦВЕТ - свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излучения. Свет разных длин волн λ возбуждает разные цветовые ощущения: от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет, от 470 до 500 нм сине-зеленый, от 500 до 560 нм зеленый, от 560 до 590 нм желто-оранжевый, от 590 до 760 нм красный. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858– 1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864– 1928), связывающим температуру тела и характер его излучения

Красные - с Т~3000К, Бетельгейзе (α Ориона) –, 800R¤, 17М¤, Т=3600К, r=650 св. лет. Желтые - с Т~6000К,Солнце – карлик, 1 R¤, 1 М¤, Т=5800К, r=1а.е. Капелла (α Βозничего) гигант, 12 R¤, 2,7 М¤, Т– =5200К, r=42,5 св.лет. Белые – с Т ~10000К Сириус (α Б, Пса) – нормальная, 1,7 R¤, 2 М¤, Т=10400К, r=8,6св. л. Голубые (бело-голубые) Т~30000К Спика (α Девы) – нормальная, 7,8R¤, 7 М¤, Т=22400К, r=260 св. л. Бетельгейзе КапеллаСириусСпика

В начале 20-го столетия ( гг) Эйнар Герцшпрунг ( , Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд. Таким образом звезды имеют самые разные цвета. Доминирующий цвет в спектре звезды зависит от температуры ее поверхности. Газовая оболочка звезды ведет себя почти как идеальный излучатель (абсолютно черное тело) и вполне подчиняется классическим законам излучения М.Планка (1858–1947), Й.Стефана (1835–1893) и В.Вина (1864–1928), связывающим температуру тела и характер его излучения.

3. Температура звезд Непосредственно связана с цветом и спектральной классификацией. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Ю. Шейнер ( ) с коллегами, проведя абсолютную фотометрию 109 звезд. Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина [λ max. Т=b, где b=0,289782*10 7 Å. К - постоянная Вина, Закон Вина, закон смещения, 1896г]. Температура видимой поверхности большинства звезд составляет от 2500 К до К. Хотя, например, недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности К, а в декабре -2009г появилось сообщение, что сфотографирована в центре туманности Жук (NGC 6302 ) самая горячая в Галактике звезда : температура на ее поверхности составляет, по разным оценкам, от 200 до 400 тысячЗакон Винатуманности Жук Кельвинов ! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, а e Возничего А К.

4. Спектральная классификация Спектральная классификация Класс I белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир;; включает в себя современные класс A и начало класса F.ВегаАльтаир Класс I, подтип Ориона звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.Ригельγ Ориона Класс II жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линями водорода, но с отчётливыми линями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.металлов СолнцеАрктурКапелла Класс III оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М. БетельгейзеАнтарес Класс IV красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды. Класс V звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.γ Кассиопеиβ Лиры

5. Химический состав звезд Химический состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи - газопылевого облака, из которого возникла звезда Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре). Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы. По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (температура от до °С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов, в классе К (5000°С) обнаруживаются уже радикалы, а в классе М (3800°С) - даже молекулы оксидов.

O5=40000K голубой cр.30000K В0=25000К голубовато-белый ср.15000K А0=11000К белый ср.8500K F0=7600K желтоватый ср.6600К G0=6000 жёлтый ср.5500К K0=5120K оранжевый ср.4100К M0=3600K красный ср.2800К Порядок спектров можно запомнить по терминологии: Один бритый англичанин финики жевал как морковь

Очень интересны углеродные звезды - относительно холодные гиганты и сверхгиганты с поверхностной температурой в пределах °С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих элементов существует в форме оксида углерода. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающее высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С 2 будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН - звезды) встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода. Важной особенностью углеродных звезд является повышенное содержание изотопа углерода 13 С, играющего значительную роль в общем энергетическом балансе звезды. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа 13 С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания.

6. Светимость звёзд Cветимость L=σ T 4 4πR 2 - общая мощность излучения звезды. L ¤ = 3,846*10 26 Вт/с.\ В 1856г Норман Погсон ( , Англия). L 1 /L 2 =2,512 М 2 -М 1. Сравнивая звезду с Солнцем, получим формулу L/L ¤ =2,512 М ¤ -М, lgL=0,4 (M ¤ -M ) I=L/r 2. Светимость звезд разнообразна 1, L ¤

7. Размеры звезд

1) Непосредственное измерение углового диаметра звезды Впервые измерен угловой диаметр (и определен R звезды α Ориона- Бетельгейзе) в 0,047" 2) Через светимость звезды L=4πR 2 σT 4 в сравнении с Солнцем. 3 ) По наблюдениям затмения звезды Луной определяют угловой размер, зная расстояние до звезды.

сверхгигантысверхгиганты (I) яркие гигантыяркие гиганты (II) гигантыгиганты (III) субгигантысубгиганты (IV) карлики (звезды главной последовательности) (V) главной последовательности субкарликисубкарлики (VI) белые карликибелые карлики (VII)

В 2005 году была открыта звезда, получившая обозначение OGLE-TR-122, по размерам она лишь на 16% больше Юпитера. Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 10 4 м до м. Например звезда VY Большого Пса в 2000 раз больше Солнца,VY Большого Пса Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; Звезды Лейтена и Вольф- 475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры км.

8. Масса звезд 1. Зависимость масса-светимость, установленная астрофизиком А.С. Эддингтон ( , Англия). Lm 3,9 2. Использование 3 уточненного закона Кеплера, если звезды физически двойные (§26) Теоретически масса звезд (предел Кумара 0,08M ¤

Самые легкие звезды с точно измеренной массой находятся в двойных системах. В системе Ross 61 4 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07 M¤. В системе Wolf 424 массы компонентов составляют 0,059 и 0,051 M¤

Обнаружены " коричневые карлики" с массами 0,04 - 0,02 M ¤. Есть косвенные указания на существование еще меньших тел ( M ¤ ). Учёные в декабре 2006 года выяснили, что считавшаяся самой массивной звездой в нашей Галактике Pismis 24-1 на самом деле является двойной звёздной системой. По расчётам астрономов, Pismis 24-1 имела массу в раз превышающую массу Солнца. Тем не менее, даже после открытия, сделанного при помощи космического телескопа "Хаббл", обе звёзды остаются одними из самых крупных известных звёзд Млечного пути от 100 до 150 солнечных масс.

9. Плотность звезд - находится ρ=М/V=M/(4/3πR 3 ) Чем больше размер звезды, тем меньше плотность. Самая маленькая плотность у сверхгигантов : Антарес (α Скорпиона) R=750R ¤, M=19M ¤, ρ=6,4*10 -5 кг/м 3 и Бетельгейзе (α Ориона) R=800 R ¤, M=17M ¤, ρ=3,9* кг/м 3. Очень большие плотности имеют белые карлики (цвет обусловлен температурой на поверхности, достигающей до 50000К). Например Сириус В - R=0,02 R ¤, M=M ¤, ρ=1,78*10 8 кг/м 3. Но еще больше средняя плотность нейтронных звезд. Средние плотности звезд изменяются в интервале от г/см 3 до г/см 3 - в раз !