Занятие по физике №46 № п/п-7 Группа 3ВГ Дата проведения: 10.03.21г.
Тема: Основные характеристики звезд. Эволюция звезд: рождение, жизнь и смерть звезд.
Выполненные задания отправлять на электронную почту: tatiefremenko@yandex.ua
или страницу вКОНТАКТЕ - https://vk.com/id592773352
Индивидуальные консультации, оценивание устных ответов по тел.:
0660627421, 0721813966 Ефременко Т.А.
Домашнее задание: прочитать§103,104,105, ответить на вопросы, составить краткий конспект занятия.
Видеофильм просмотреть по ссылке: Срок выполнения: до 15.03.21г. https://yandex.fr/video/preview/?filmId=7350544826647556497&from=tabbar&reqid=1609786564677442-290388245745063487400098-vla1-3477&text=+Основные+характеристики+звезд.+Эволюция+звезд%3A+рождение%2C+жизнь+и+смерть+звезд
Теоретический материал для самостоятельного изучения
Здравствуйте, дорогие ребята! На этом занятии мы с вами поговорим о спектральной классификации звёзд. Узнаем, как цвет звезды зависит от её температуры. Познакомимся с диаграммой «спектр — светимости» звёзд. А также вспомним, что является источником энергии Солнца и звёзд, рассмотрим эволюцию звезд.
На одном из прошлых занятий мы с вами говорили о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов. Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело, например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура нити накаливания, тем более белый свет она излучает. Аналогично и с излучением звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).
И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе. Её температура составляет всего около 3600 К.
Изучение различных типов звёзд показало, что их температура заключена в пределах от 2000 до 60 000 К. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.
Современная спектральная классификация звёзд была создана в 20-е годы ХХ века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M.
Звёзды, принадлежащие классу О, являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Типичным представителем является звезда Беллатрикс в созвездии Ориона.
К классу В относятся звёзды, температура которых колеблется 10—30 тыс. К. Они имеют голубовато-белый цвет. В качестве примера звезды данного класса можно привести Регул из созвездия Льва.
Звёзды белого цвета, с температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их типичным представителем является Сириус — самая яркая звезда ночного неба.
К классу F принадлежат звёзды, температура которых 6000—7500 К. Они имеют жёлто-белый цвет. Примером звезды этого класса является Альтаир в созвездии Орла.
Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000—6000 К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше Солнце.
Звёзды, принадлежащие классу К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности 3500—5000 К. К данному классу звёзд относится Альдебаран из созвездия Тельца.
И, наконец, класс М. В нём «обитают» холодные звёзды с минимальной температурой 2000—3500 К. Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. В качестве примера можно привести Бетельгейзе — красного сверхгиганта из созвездия Ориона.
По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Поэтому астрономы стали выделять дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел. Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р. А буквой W стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень тяжёлые горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.
Выделяют в отдельные классы также углеродные звёзды (C класс), циркониевые звёзды (класс S) и белые карлики (класс D).
В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y. Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года. К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой поверхности 300—500 К.
Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.
Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов. Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё одна классификация (МКК), которая учитывает светимость звёзд. С учётом двух классификаций наше Солнце имеет спектральный класс (G2V).
В начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Оказалось, что если по оси ординат откладывать светимости звёзд, а по оси абсцисс — их температуру, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности. 
Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется главная последовательность — ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.
В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно низкая (на это указывает их красный цвет). Они образуют последовательность красных гигантов.
В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью и в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.
А под главной последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца.
Данная диаграмма называется диаграммой «спектр — светимости» или диаграммой Герцшпрунга — Рассела.
По мере развития астрофизики было установлено, что звёзды отличаются друг от друга не только цветом и температурой. Как показали наблюдения, многие из них образуют пары или являются членами сложных систем. При этом только в нашей Галактике примерно половина всех звёзд принадлежит к двойным системам.
Двойными звёздами называют близко расположенные пары звёзд.
Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с другом. Хотя в действительности расстояние между ними может достигать миллионов световых лет.
А вот физические двойные звёзды действительно расположены в пространстве рядом друг с другом. Они не только связаны между собой силами тяготения, но и обращаются около общего центра масс.
Наблюдения за двойными звёздами и оценка их масс для различных типов показали, что:
· массы звёзд колеблются от 0,03 до 60 масс Солнца. Причём наибольшее количество звёзд имеет массу от 0,4 до 3 масс Солнца;
· существует зависимость между массами звёзд и их светимостями, что даёт возможность оценивать массы одиночных звёзд. Так, если масса звезды лежит в интервале от 0,5 до 10 масс Солнца, то её светимость пропорциональна 4 степени массы. Если же масса звезды больше 10 масс Солнца, — то 2 степени.
Помимо одиночных и двойных звёздных систем, выделяются также кратные системы, в которых число звёзд больше двух. Существуют звёзды троные, четверные и даже более высокой кратности. Примером кратных звёзд может служить тройная звезда α Центавра. Причём, что интересно, одна из компонент — Проксима — является ближайшей к Земле звездой после Солнца.
А теперь давайте зададимся вопросом: откуда же звёзды, в том числе и наше Солнце, черпают энергию в течение миллионов и миллиардов лет? Этот вопрос волновал учёных не одно десятилетие (и даже столетие). Для ответа на него порой выдвигались самые невероятные гипотезы. Например, Уильям Гершель считал, что Солнце — это холодное и твёрдое тело, которое окружено огромным огненным океаном. Правда, вот не задача, такой океан должен был бы полностью выгореть через несколько тысяч лет после начала горения.
Герман Гельмгольц предполагал, что увеличение внутренней энергии и как следствие увеличение температуры Солнца происходит из-за его медленного гравитационного сжатия. Чтобы компенсировать потери энергии на излучение, достаточно было бы, чтобы диаметр Солнца ежегодно уменьшался на 75 метров. Но в этом случае срок «службы» Солнца составил бы несколько миллионов лет. Однако наша звезда живёт уже более 4,5 млрд миллиардов лет и планирует прожить ещё столько же.
Лишь в 30-х годах ХХ в. американский астрофизик Ханс Альбрехт Бете высказал предположение о том, что энергию Солнце получает за счёт термоядерных реакций, происходящих в его недрах. Им же был открыт водородный (или протон-протонный) цикл — цепочка из трёх термоядерных реакций, приводящая к образованию гелия из водорода:
Обратите внимание на то, что для образования двух ядер 
, необходимых для третьей реакции, первые две должны произойти дважды.
Чтобы представить, какое огромное количество энергии выделяется Солнцем в результате превращения водорода в гелий, достаточно знать, что в среднем оно теряет примерно 4 миллиона тонн водорода в секунду! На первый взгляд, эта просто огромная величина. Однако она ничтожна, по сравнению с полной массой Солнца. А расчёты специалистов показывают, что «топлива» в его недрах достаточно для поддержания термоядерных реакций ещё в течение примерно 5 миллиардов лет. После этого в недрах Солнца начнутся необратимые реакции, которые приведут к его гибели.
Эволюция звезд
За все время существования цивилизации на небе не исчезло и не появилось ни одной видимой звезды, если не считать кратковременных вспышек новых и сверхновых звезд. Но это не означает, что звезды неизменны. В них происходят необратимые процессы, такие как выгорание термоядерного топлива. Меняется температура, светимость, химический состав звезда, она постепенно «стареет» (рис. 20). Процесс этот медленный, старение может длиться миллиарды лет. Поэтому мы не в состоянии проследить старение конкретной звезды. Но поскольку звезды имеют разные возрасты, массы, светимости, т.е. находятся на разных стадиях своего существования, астрономы по наблюдениям берутся рассчитывать и предсказывать эволюцию звезд. Разумеется, говоря об эволюции звезд, мы имеем в виду нечто отличное от биологической эволюции, в которой возникают новые виды. В астрономии под эволюцией звезды понимают ее жизненный цикл, в течение которого звезда последовательно переходит от одной стадии к другой, качественно отличной от предыдущей.
Рис. 20. Жизненный цикл Солнца
В настоящее время относительно эволюции звезд известны следующие факты.
1. Процесс старения звезды происходит неравномерно. 90 % своей жизни звезды остаются практически неизменными, находясь на главной последовательности. Все это время в недрах звезд энергия выделяется за счет превращения водорода в гелий.
2. Чем больше масса звезды, тем быстрее происходит ее эволюция и тем короче время ее существования на главной последовательности, которое зависит от запаса энергии и скорости ее расходования. Для звезд, похожих на Солнце, начальное содержание водорода пропорционально массе звезды M, а скорость его расхода пропорциональна светимости L, тогда время существования звезды 
. Для большинства этих звезд светимость пропорциональна M4, а время существования 
. Из-за этого звезды размером с Солнце живут 10–13 млрд лет, а самые массивные – всего несколько миллионов лет.
3. Когда запасы энергии в центре звезды подходят к концу, ее размеры и светимость начинают расти, а температура атмосферы уменьшается. Звезда начинает превращаться в огромную красноватую звезду высокой светимости и очень низкой плотности (красный гигант или сверхгигант). В недрах такой звезды образуется небольшое по размеру плотное гелиевое ядро. Когда температура в нем повышается до ста миллионов кельвинов, начинается реакция слияния ядер гелия и образования углерода. Этот процесс сопровождается выделением большого количества энергии. При этом в слое газа вокруг гелиевого ядра температура несколько ниже, но достаточна для того, чтобы там продолжалась реакция превращения водорода в гелий. По мере выгорания гелия, в ядре начинаются реакции синтеза углерода и т. д.
В звездах малой массы (менее 0,08 массы Солнца) вообще термоядерные реакции не возникают. Они медленно остывают и становятся похожими скорее на планеты-гиганты Солнечной системы, а не на звезды. Их называют коричневыми карликами. Обнаружить их очень трудно из-за слабой светимости.
Более массивные звезды (но меньшие Солнца) после исчерпания главного ядерного топлива проходят стадию красного гиганта и сбрасывают часть своей массы. Оболочка звезды постепенно рассеивается в пространстве, а ядро продолжает существовать. Его дальнейшая судьба зависит от массы.
Звезды примерно такой же массы, как Солнце, после стадии красного гиганта и сброса небольшой части вещества сжимаются до размеров планет. Они таким образом превращаются в вырожденные звезды – белые карлики, которые медленно остывают и через миллиарды лет превращаются в очень плотные и холодные шары.
Если звезда обладает начальной массой, в несколько раз большей массы Солнца, то она в итоге тоже превращается в белого карлика, но быстрее, чем Солнце (так как в больших звездах быстрее выгорает топливо).
В звездах наибольших масс (не менее 10 солнечных) после сброса вещества остается очень массивное ядро. После исчерпания термоядерного топлива оно сжимается под действием собственного веса и взрывается как сверхновая звезда. Остаток звезды, если он имеет массу менее трех солнечных, превращается в нейтронную звезду. Если же масса остатка была больше, то он превращается в черную дыру.
Подведение итогов занятия.
Мы рассмотрели основные характеристики звезд, разные варианты эволюции звезд и увидели среди них тот, который, возможно, ожидает наше Солнце (рис. 20). Это стадия красного гиганта и вырождение до белого карлика. Произойдет это, по расчетам, примерно через 8 млрд лет. Этого времени достаточно, чтобы человечество тысячи раз проделало свой эволюционный путь, который оно прошло к сегодняшнему моменту. Так что для нас эти прогнозы представляют теоретический интерес, близкий к научному любопытству.