Конспект урока по астрономии
Дата: 19.05. 2020
| 06.04 | 23.03 | 19.05 | 11.05 | 25.04 | 26.03 | 08.04 |
Группа № 86 профессия «Повар, кондитер», 2 курс
Тема: «Двойные звёзды», «Переменные и нестационарные звезды».
Форма работы: индивидуальная, электронное обучение
Тип урока: изучение и закрепление нового материала
Цель урока: рассмотреть физические характеристики двойных звезд, изучить природу переменных и нестационарных звезд и методов использования их особенностей для исследования характеристик звезд.
Используемая литература: Б.А. Воронцов-Вельяминов, Е.К. Страут. Астрономия, М: - Дрофа, 2018
https://newgdz.com/astronomiya-10-11-klassy/14867-vorontsov-velyaminov-uchebnik-bazovyj-uroven-astronomiya-11-klass-2018
Интернет-ресурсы: «Переменные и нестационарные звёзды» - презентация к уроку
https://uchitelya.com/georgrafiya/106549-prezentaciya-peremennye-i-nestacionarnye-zvezdy.html
Ход работы
1. Организационный этап. Здравствуйте, ребята! На этом уроке мы изучим новую тему раздела «Двойные звезды», рассмотрим физические характеристики звезд: температура, светимость, размеры.
Основной этап
Изучение нового материала.
На прошлом уроке мы с вами узнали, что звёзды отличаются большим разнообразием. И при первом знакомстве со звёздным небом обращает на себя внимание тот факт, что звёзды разнятся по цвету. Гораздо сильнее это заметно при рассмотрении их спектров. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд, которая отражает уменьшение температуры атмосферы звезды от класса О к классу М.
Однако не только цветом и температурой могут отличаться звёзды. 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. В первом случае две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с другом. Хотя в действительности они могут располагаться на огромном расстоянии друг от друга.
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.
Впервые идея о существовании двойных звёзд была выдвинута английским учёным и священником Джоном Мичеллом в 1767 году. А наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы в 1802 году Уильямом Гершелем.
Первая известная ещё с древности звёздная пара — это Мицар и Алькор, наблюдаемые в ручке «ковша» Большой Медведицы. Эта звёздная пара — хороший пример оптической двойной звезды, так как Алькор отстоит от Мицара примерно на 12 угловых минут.
Но, если посмотреть на Мицар в телескоп, то легко можно заметить, что он состоит из двух очень близко расположенных звёзд, названных Мицаром А и Мицаром В. Эта звёздная пара — пример физической двойной звезды.
Когда число звёзд в системе, связанных взаимным тяготением, оказывается больше двух, то их называют кратными. Существуют звёзды тройные, четверные и даже более высокой кратности. Примером кратных звёзд может служить тройная звезда α Центавра. Причём, что интересно, одна из компонентов — Проксима — является ближайшей к Земле звездой после Солнца.
|
|
К кратным звёздам принято причислять звёзды, имеющие менее 10 компонентов. Если же в системе насчитывается большее количество звёзд, то её называют звёздным скоплением. Классическим примером служит рассеянное скопление Плеяд, видное на ночном небе невооружённым глазом.
Физические двойные звёзды, в зависимости от способа их наблюдения, принято делить на несколько классов. Рассмотрим их поподробнее.
Визуально-двойные звёзды — это двойные звёзды, компоненты которых можно увидеть раздельно (в телескоп или сфотографировать). Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа. Поэтому все известные визуально-двойные звёзды расположены в окрестностях Солнца с очень большим периодом обращения (вплоть до нескольких тысяч лет). А их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов нашей Солнечной системы. В связи с этим, из свыше 110 000 таких объектов менее чем у сотни орбиты определены с большой точностью.
Оказалось, что относительное видимое движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону площадей. Следовательно, в двойных системах обращения звёзд вокруг общего центра масс происходят в соответствии с законами Кеплера и подчиняются закону всемирного тяготения Ньютона.
Из этого следует, что при известном расстоянии до этих систем использование третьего обобщённого закона Кеплера позволяет определить их массу. Для этого достаточно сравнить движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца.
|
|
Приняв массу Солнца равной единице большую полуось земной орбиты равной одной астрономической единице и пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим соотношение, по которому можно определить суммарную массу двойной системы, выраженную в массах Солнца:
Для примера давайте с вами определим сумму масс и массу звёзд двойной звезды, годичный параллакс которой составляет 0,08’’. Будем считать, что период обращения компонентов равен 56 годам, а большая полуось видимой орбиты равна 3’’. Компоненты звезды отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1: 7.
Наблюдения за двойными звёздами и оценка их масс для различных типов показали, что:
· массы звёзд колеблются в пределах 0,03—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.
Второй класс двойных систем составляют затменно-двойные или затменно-переменные звёзды. Они представляют собойтесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких суток по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами. Это приводит к тому, что угловое расстояние между звёздами очень мало. Поэтому мы не можем увидеть компоненты системы по-отдельности.
Однако судить о том, что система действительно является двойственной, можно по периодическим колебаниям её блеска. Предположим, что плоскости орбит звёзд по лучу зрения практически совпадают. Тогда при обращении звёздной пары, когда один из компонентов оказывается впереди или сзади другого, наблюдаются затмения.
Разность звёздных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой. А промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами — периодом переменности.
Классическим примером затменно-переменной звезды является звезда β Персея (Алголь). Она каждые 2,567 суток затмевается на девять 9,6 часа.
Пока известно около 4000 затменно-двойных звёзд.
Следующий класс представляют спектрально-двойные звёзды. Это такие звёзды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений.
Представьте, у нас есть две звезды: одна массивная и яркая А, вторая — менее яркая и массивная В. Обе они обращаются вокруг общего центра масс системы, то приближается к наблюдателю, то удаляется от него.
Интересно, что благодаря этому методу в 1995 году у звезды 51 Пегаса был обнаружен спутник, масса которого составляла около половины массы Юпитера. Так была найдена первая экзопланета (так называют планеты, находящиеся вне Солнечной системы).
На середину октября 2017 года спектральным методом достоверно подтверждено существование 3672 экзопланет в 2752 планетных системах.
И последний класс двойственных систем представляют астрометрически-двойные звёзды. Они представляют собой очень тесные звёздные пары, в которых одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость.
Двойственность такой звезды можно обнаружить лишь по отклонениям яркой компоненты от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону. Вычисления показали, что такие возмущения пропорциональны массе спутника.
Физически переменные звезды — Переменные звёзды, блеск и интенсивность излучения которых изменяется из-за физических процессов.
Цефеиды — класс пульсирующих звёзд, светимость которой зависит от периода и наоборот.
Новые звезды — звёзды, которые вспыхивают неоднократно.
Сверхновые звезды — звёзды, которые вспыхивают вследствие схлопывания своего массивного ядра.
Пульсары — источники узконаправленного пульсирующего радиоизлучения при взаимодействии плазмы с быстровращающейся сильно магниченной нейтронной звездой.
Нейтронные звезды — звёзды, состоящие из нейтронной сердцевины, покрытая атомными ядрами и электронами.
Черная дыра — область замкнутого пространства с такой гравитацией, что её ничто не может покинуть.
2. Переменные звезды - звезды, блеск которых изменяется. Первая переменная открыта в 1596г Давидом Фабрициус (Германия) - о Кита (Мира Кита или Удивительная Кита).
Изменение блеска, происходящее по разным причинам, может происходить строго периодически (правильные), с нарушением периодичности (полуправильные) и хаотически (неправильные). Так к строго периодическим (правильным) относятся уже изученные затменно-переменные звезды. Но существуют различные типы физически переменных звезд, изменение блеска которых связано с происходящими на них физическими процессами. Принятые способы обозначения переменных звезд восходят, главным образом, к обозначениям Ф.В.А. Аргеландера, который использовал для девяти самых ярких переменных в каждом созвездии буквы от R до Z в соединении с названием созвездия.
3. Физически переменные звезды - на короткопериодические (период изменения блеска от 1 до 90 суток) и долгопериодические (период изменения блеска от 90 до 739 суток).
1) Цефеиды - весьма распространенные, вид строго периодических (правильных) физически переменных звезд с изменением блеска до 1,5m. Название получили от классической звезды Цефея с Т= 5дней 8 часов 37 минут. Поскольку это яркие желтые гиганты, обладающие колоссальной светимостью, поэтому их называют “маяки Вселенной”.
В 1912г Хенриетта Ливитт (США) устанавливает зависимость “период-светимость” для цефеид. Сейчас по ним можно определять расстояние до 20 Мпк.(мега парсек)
2). Другие периодические (правильные). Вот некоторые:
- а) Мириды – красные гиганты, Т= 730 суток. Прототип о Кита (Мира Кита или Удивительная Кита).
- б) Лириды – гигантские белые и желтые звезды класса А и F с Т= 1,2 суток и изменением яркости от 0,2m до 2,0m (прототип RR Лиры, существует три подтипа Лирид)- старые звезды с пониженным содержанием тяжелых элементов.
и другие
3).Полуправильные– на определенный период накладываются более мелкие колебания.
- а) Типа Щита, класс F с изменением блеска на 0,25m, Т= 14,6 часа. Интересна Эридана, Т=4ч 10м накладывается на Тmax= 5,25 дня.
- б) Типа RV Тельца с Т= 150 дней, или DF Лебедя с Т=49,808 дня. И другие типы правильных, полуправильных и неправильных.
4. Вспыхивающие звезды (новая) - звезда, яркость которой внезапно увеличивается примерно на десять звездных величин (обычно от 2m до 8m), а затем постепенно (в течение нескольких месяцев) падает. Новые представляют собой тесные двойные звезды, один из компонентов которых - белый карлик. В любой галактике, как правило, в год возникает несколько десятков новых в двойных системах. Вот некоторые:
- А) тип UV Кита (открыл В.Люйтер (1948г, США), вспыхивает вследствие мощных магнитных изменений. За 30 час светимость изменяется в 100 раз. Известно 100 звезд. Вспышки не регулярны, кратковременны.
- Б) Тип U Близнецов (короткопериодические двойные системы- обычно обычная звезда и белый карлик, открыта 15.12.1855г Джоном Хайд (Англия)) вспышки через 3-4 месяца, с изменяем светимости в 100 раз – карликовые новые.
- В) Тип R Северной Короны – сверхгиганты, вспышки - подъем вещества из недр звезды на поверхность (выброс).
5.Взрывающиеся звезды (сверхновые) - катастрофический взрыв звезды, в ходе которого выделяется так много энергии, что по яркости она может превзойти всю галактику с ее миллиардами звезд. Кроме того, в десять раз больше энергии выделяется в виде кинетической энергии выброшенного взрывом вещества и еще в сто раз больше - в виде энергии нейтрино. Взрыв сверхновой происходит, когда старая массивная звезда (более 8 масс Солнца) истощает запас ядерного топлива. В этих условиях ядро становится неустойчивым и коллапсирует (меньше чем за секунду). Оставшееся ядро представляет собой нейтронную звезду (пульсар) с массой не превосходящей трех солнечных и размером в 20-30 км. Магнитное поле под действием мощной ударной волны усиливается, и скорость вращения остатка возрастает. Первый ПУЛЬСАР (нейтронная звезда) открыт в созвездии Лисичка в 1967 году Энтони Хьюиш (Англия). Сейчас известно >600 пульсаров. При более значимых массах взрыв сверхновой приводит к образованию черной дыры.
Сверхновая - очень редкое событие: за последнюю тысячу лет в Галактике визуально наблюдалось только пять сверхновых, а по подсчетам взрывается одна в среднем в 30 лет, но в большинстве скрыты затеняющей пылью. Первую сверхновую упоминает Гиппарх (134г до НЭ), вспыхнувшую в нашей Галактике.
Домашнее задание: стр.158, п.23, 24, законспектировать лекцию в тетрадь.