Эволюция звёзд.
Цели урока.
§ Углубление, расширение и закрепление системы знаний об эволюции звезд.
§ Формирование представлений о непрерывном обмене в межзвёздной среде, о мощных нестационарных процессах, которые приводят к вспышкам звёздообразования в галактиках, об эволюции звёзд в шаровых скоплениях и рассеянных скоплениях.
§ Формирование представлений об изменении цвета и светимости звёзд в процессе из эволюции.
§ Формирование представлений об конечных стадиях эволюции звёзд.
Ход урока
I. Организационный момент. Актуализация знаний
Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга–Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды. 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.
II. Объяснение нового материала.
Термоядерный механизм излучения звезды качественно объясняет зависимость масса–светимость: чем больше масса, тем больше светимость. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.
Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 M ¤ (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз.
Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). Эволюцию протозвезды массой 1 M ¤ можно разделить на три стадии:
| Характеристика | Фаза 1 Формирование | Фаза 2 Быстрое сжатие | Фаза 3 Медленное сжатие |
| Размер | 1018–1015 м 1000–1 а. е. | 1015–1010 м 1 а. е. – десятки R 
| 1010–109 м 10–1 R
|
| Плотность ρ, кг/м3 | 10–19–10–16 | 10–16–1 | 1–103 |
| Температура в центре, К | 10–106 | 106–107 | |
| Длительность, лет | 107 | 105 | 5∙107 |
| Наблюдение | Радиодиапазон | Инфракрасный диапазон | Оптический диапазон |
| Характеристика | Начало гравитационной неустойчивости | Быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака | Протозвезда становится непрозрачной для собственного теплового излучения; температура и давление растут, сжатие замедляется |
По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M Солнца, называются коричневыми карликами. Поскольку излучают они очень слабо, обнаружить их чрезвычайно сложно.
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–Рассела.
Главное, что должны усвоить учащиеся на уроке: Солнце, несмотря на наблюдаемую на нем грануляцию, появление пятен, протуберанцев и даже вспышек, представляет собой довольно «спокойную», «стационарную» звезду, так как во Вселенной есть нестационарные звезды, которые в огромных пределах и за очень небольшие промежутки времени изменяют свои размеры и светимость, способны вспыхивать, взрываться. Пояснить, что стационарность звезд типа Солнца поддерживается равенством сил тяготения, стремящихся сжать звезду, и сил внутреннего давления плазмы, стремящихся ее взорвать (разорвать). Солнце сформировалось вместе с Солнечной системой примерно 5 млрд. лет назад и только примерно через 5 млрд. лет будет уходить с главной последовательности в сторону красных гигантов.