ГоловнаРеєстраціяВхід Сайт викладача Бажан А.П. Середа, 13.12.2017, 00:33
  Каталог файлів Вітаю Вас Гість | RSS

 
 
Головна » Файли » Дисципліни » Астрономія

Заняття №10
06.06.2017, 05:16

Тема: Зорі та їх класифікація.

План

1.Звичайні зорі.

2. Подвійні зорі.

3. Фізичні змінні зорі.

4. Еволюція зір. Нейтронні зорі. Чорні діри.

 

Література:  1. Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. – К.: Знання України, 2003.   §21-§24. 2.Пришляк М.П. Астрономія 11 кл.: підручник для загальноосвітніх навчальних закладів.: Х. «Ранок» 2012. §13-14.

 

     1. Звичайні зорі. Відстані до зір вимірюють з допомогою річного паралаксу p. Знаючи відстань до зорі, її видиму зоряну величину можна обчислити два інших її параметри: Абсолютну зоряну величину М і світність L. Дослідження багатьох тисяч об’єктів зоряного неба вказують, що зорі за своєю світністю відрізняються між собою. Одні з них мають світності в сотні чи навіть мільйони разів більші світності Сонця, а інші навпаки, у сотні, тисячі, й навіть сотні тисяч разів менші за неї. Найбільшу світність у Галактиці  має зоря НД 93129А в сузір’ї Кіля – вона світиться як мільйон наших Сонць. Світність найближчої  до Сонця зорі Проксими Кентавра становить 0,000056 світності Сонця.

img4_6У Галактиці зір з малими і дуже малими світностями в десятки разів більше, ніж таких як Сонце, і в тисячі разів більше, ніж потужних зір, світність яких перевищує сонячну. Із 40 найближчих до нас зір лише три мають світність більшу за сонячну. Уперше термін «зоряна величина» був уведений для визначення яскравості зір грецьким астрономом Гіппархом у ІІ ст.. до н. е. Він розділив усі видимі зорі за яскравістю на 6 зоряних величин. Найяскравіші зорі були названі зорями першої зоряної величини, більш слабкі – другої, а найслабкіші, які ледве видно на нічному небі, - шостої. Видиму  зоряну величину позначають літерою m. Вона визначає кількість світла, що потрапляє від зорі до нашого ока. Найслабкіші зорі,  які ще можна побачити неозброєним оком, мають m=6m. Для полярної зірки –  m=+2m, у бінокль видно зоря  +8m, у шкільний телескоп видно світила до +28m. Дуже яскраві небесні світила мають від’ємну зоряну величину. Наприклад найяскравіша зоря нашого неба Сиріус має видиму зоряну величину m=-1,6m, а Сонце m=-26,7m.

Найпростіший метод вимірювання температури зорі полягає у визначенні її

кольору.  Правда, неозброєним оком можна визначити тільки колір яскравих зір. Колір слабких зір можна визначити за допомогою телескопа, який збирає більше світла, тому в окулярі телескопа зорі здаються нам яскравішими.

     За температурою зорі розділили на 7 спектральних класів, які позначають літерами: О, В, А, F, G, K, M.

     Найгарячіші зорі синього кольору належать до спектрального класу О, найхолодніші червоні зорі – до спектрального класу М. Сонце має температуру фотосфери 5780 К, жовтий колір і належить до спектрального класу G.

Температура більшості зір знаходиться в межах від 2500 К до 30000 К, хоча відомі й такі зорі, для яких вона менша або більша вказаних меж.

  Для визначення радіуса зір астрономи використовують закон теплового випромінювання. Є зорі – гіганти і надгіганти, радіуси яких у сотні й тисячі разів перевищують сонячні. І навпаки є зорі – карлики, радіуси яких у десятки і сотні разів менші від радіуса Сонця. А радіуси нейтронних зір становлять лише 10-30 км.

Про внутрішню будову зір можна дізнатись тільки шляхом розрахунків і подальшим порівнянням їх зі спостережними даними. Якщо для будь – якої зорі відомі маса і радіус, то можна отримати уявлення про фізичні умови в її надрах тим же шляхом, як це було зроблено для Сонця.

2. Подвійні зорі. Вивчаючи зоряне небо, можна помітити, що є багато зір, розташованих близько одна від одної. Насправді більшість із них рознесені в просторі на великі відстані і лише проектуються на близькі точки небесної сфери. Такі зорі називають оптично подвійними.

img13_6

Подвійна зоря

На відміну від них фізичними подвійними або кратними називають системи зір, які під дією сил взаємного тяжіння обертаються навколо спільного центра мас.   

 

Кратні системи налічують від двох до десяти компонентів. За їхньої більшої кількості говорять про зоряне скупчення.

У Галактиці близько половини зір об’єднані в кратні системи. Якщо компоненти кратної зорі видно в телескоп нарізно, то її називають візуальною кратною зорею.

Компоненти подвійних зір   рухаються відповідно до законів

Кеплера: обидві зорі описують у просторі подібні еліптичні орбіти навколо спільного центра мас. А тому визначення періоду обертання візуально – подвійних зір за відомої відстані до них дозволяє визначити їхні маси.  У наш час відомі десятки тисяч візуально – подвійних зір.

Головну зорю у кратній системі позначають літерою А, супутник  - літерою В,  якщо є третій компонент – літерою С.

Типовою кратною зорею є a Кентавра (Талісман), яку з території України не видно. У цій системі  дві зорі спектрального класу G2 і K5 обертаються навколо спільного центра мас за 80,1 року на відстані 25 а.о., а третій компонент холодний червоний карлик класу М – рухається навколо них на відстані

50000 а.о. з періодом у 10000 років.

Площини, в яких подвійні зорі обертаються навколо спільного центра мас,  орієнтовані довільно відносно центра Галактики. Відомо понад 3000 систем, для яких Земля перебуває у площині їхнього взаємного руху або недалеко від неї. У цих випадках спостерігаються періодичні затемнення одного компонента іншим. Зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим, називаються затемнювано – подвійними або затемнювано – змінними.

Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називаються тісними подвійними системами.  При цьому істотну роль відіграють припливні взаємодії між компонентами  Під дією припливних сил поверхні обох зір перестають бути сферичними, зорі набувають еліпсоїдальної форми, утворюючи  спрямовані один до одного припливні горби на зразок місячних припливів в океанах Землі. За тісного розташування зір прискорення сили тяжіння на поверхні, поверненій до «сусідки»,  значно зменшується і може впасти до нуля. Тоді починається процес обміну речовиною між зорями. Якщо одна зоря розширюється, перетворюючись у червоного гіганта, то її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворюючи навколо неї широкий диск. Речовина у диску гальмується, нагрівається, починає світитись, і зрештою осідає з внутрішньої частини диска на поверхню «сусідки»,  збільшуючи її масу і температуру.

img15_6

Зміна блиску та розмірів цефеїди

img15_6 3. Фізичні змінні зорі. У 1596 р.  німецький астроном Д. Фабриціус у сузір’ї Кита відкрив нову зорю 2m. Деякий час він слідкував за нею, а потім вона зникла. Та несподівано 1609 р. зоря  з’явилась на небі знову. Так було відкрито першу змінну зорю, яка дуже сильно змінювала свій блиск: то ставала невидимою для ока, то спалахувала знову. У зоряних атласах вона має назву Міра.

 

Ця зоря належить до сімейства фізичних змінних зір,  зміна блиску яких зумовлена процесами, що відбуваються у їхніх надрах.

Фізичні змінні зорі ділять на дві групи: пульсуючі та спалахуючи змінні зорі. Окремим видом спалахуючи змінних зір є нові та наднові зорі.

Найвідоміші серед пульсуючих змінних зір є цефеїди,  які отримали назву від зорі d Цефея.  Її змінність було відкрито 1784 р. Цефеїди відзначаються ритмічними коливаннями блиску з амплітудою 0,5 – 2m. Їхні періоди лежать у межах від однієї до 70 діб. Поза межами нашої Галактики відомі цефеїди з періодом до 218 діб.  Цефеїди належать до гігантів і надгігантів класів F i G  з великими світностями. Ця обставина дозволяє спостерігати їх з величезних відстаней, зокрема й далеко за межами нашої Галактики. А оскільки розміри галактик невеликі порівняно з відстанями до них, то за допомогою цефеїди визначаються відстані до всіх галактик, де можна знайти подібні зорі.

Зараз відомо, що цефеїди – це зорі, протяжні оболонки яких здатні нагромаджувати енергію, що йде з глибин, а потім віддавати її.  Зоря періодично стискається, розігріваючись, і розширюється, охолоджуючись. Тому енергія то поглинається зоряним газом, то знову виділяється. Внаслідок цього світність цефеїди змінюється в кілька разів з періодом у кілька діб. Пульсувати можуть лише зорі – гіганти і надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки.

Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів, називаються новими зорями. При цьому виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 100000 років. Початковий період спалаху нової до досягнення максимуму блиcку триває кілька діб, після чого він повільно, впродовж кількох років зменшується до початкового значення. Згодом на місці нової залишається карликова зоря з оболонкою, яка розширюється зі швидкістю понад 1000 км/с. Це свідчить про відрив від нової зорі її зовнішніх шарів.

Спалах наднової  зорі ( позначається SN) – явище незрівнянно більшого масштабу, ніж спалах нової. Адже її блиск під час спалаху збільшується на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. У максимумі блиску світність наднових  перевищує сонячну у мільярди разів. Загальна кількість енергії, яку зоря висвічує під час спалаху, порядку  1044 Дж.

Під час вибуху наднова скидає свою оболонку, яка далі розширюється зі швидкістю від 5 000 до 20 000 км/с і через деякий час спостерігається у вигляді туманності специфічної форми.

Найвиразнішою серед них є Крабоподібна туманність у сузір’ї Тельця. Вона розширюється зі швидкістю біля 1200 км/с і є одним найпотужніших  джерел радіовипромінювання у нашій Галактиці. У нашій Галактиці за останні 1000 років спостерігались три наднові зорі: 1054 р. – в Тельці, 1572 р. – в Кассіопеї, 1604 р. – в Змієносці.

В наш час відбувається інтенсивне відкриття наднових в інших галактиках.

4. Еволюція зір. Нейтронні зорі. Чорні діри.

Астрономи створили теорію еволюції зір завдяки тому, що в космосі можна спостерігати мільярди зір різного віку. Це трохи схоже на те, як за кілька годин можна описати ріст та розвиток дерева, яке існує десятки років, - треба тільки піти в ліс і вивчити дерева різного віку. Всесвіт – це своєрідний космічний парк у якому зорі народжуються, певний час світять, а потім гинуть.

img24_6  Зорі зароджуються разом із планетами  з розріджених газопилових хмар, які утворюються після вибуху старих зір. За допомогою сучасних телескопів астрономи виявили в космосі сотні таких величезних газопилових туманностей, де зараз відбувається утворення молодих світів.

     Доля зорі та тривалість її життя залежать від початкової маси зародка зорі –протозорі.  Якщо вона була в кілька разів більша, ніж маса Сонця, то під час гравітаційного стиснення  утворюються гарячі зорі спектральних класів О та В. Протозорі з такою початковою масою, як маса Сонця, під час гравітаційного стиснення нагріваються до температури 6000 К. Протозорі з масою у кілька разів меншою,  ніж сонячна, можуть перетворитись тільки на червоних карликів. Найменша маса, яка необхідна для початку термоядерних реакцій у надрах зорі, дорівнює майже 0,08 маси Сонця. Об’єкти меншої маси ніколи на зорі не перетворюються – вони будуть випромінювати енергію тільки в інфрачервоній частині спектра. Такі космічні тіла ми спостерігаємо навіть у Сонячній системі – це планети - гіганти Юпітер, Сатурн, Нептун. Можливо, що в міжзоряному просторі кількість таких холодних інфрачервоних тіл може бути набагато більшою, ніж видимих зір.

     Протягом свого тривалого життя кожна зоря може як збільшувати, так і зменшувати всі свої основні параметри – температуру, світність та радіус. Зорі на головній послідовності перебувають у стані гравітаційної рівноваги, коли зовнішні шари за рахунок гравітації тиснуть до центра, у той час як тиск нагрітих газів діє в протилежному напрямку – від центра.  Зоря в стані гравітаційної рівноваги не змінює своїх параметрів, бо інтенсивне випромінювання енергії з поверхні компенсується джерелом енергії в надрах – термоядерними реакціями.  Такий процес триває доти, доки половина Гідрогену у ядрі не перетвориться на Гелій, і тоді інтенсивність термоядерних реакцій може  зменшитися. Розрахунки показують, що такі зорі, як Сонце, у стані рівноваги світять не менше ніж 10 млрд. років.  Більш масивні зорі спектральних класів О, В,  у надрах яких термоядерні реакції протікають інтенсивніше,  у рівновазі світять 100 млн. років, а найдовше «мерехтять» маленькі червоні карлики – їхній вік може перевищувати 1011 років.

      Зорі з масою у кілька разів більшою, ніж сонячна, закінчують своє життя грандіозним вибухом.  У 1054 р. китайські астрономи спостерігали надзвичайно яскраву нову зорю, яку було видно вдень протягом кількох тижнів. Цю незвичайну зорю помітили також літописці  в Київській Русі. Сьогодні на тому місці, де спалахнула ця таємнича зоря, видно туманність Краб. Зорі спектральних класів О та В, які протягом кількох днів збільшують свою яскравість у сотні мільйонів разів, називають Новими.  Інколи Нова випромінює майже стільки ж енергії, скільки виділяють разом усі зорі в галактиці – такі зорі мають назву Наднових. Туманність Краб у сузір’ї Тельця є залишком такої Наднової, що спалахнула 4 липня 1054 р. Якщо врахувати, що туманність Краб розміщується на відстані 6500 св. років від Землі, то спалах Наднової стався ще 7500 років тому.

    Останній спалах Наднової астрономи спостерігали 24 лютого 1987 р. у сусідній галактиці – Великій Магеллановій Хмарі.  Вибухнула гігантська зоря спектрального класу В, яка кілька тижнів світила яскравіше від усіх зір у галактиці. Приблизно за 20 год перед спалахом Наднової було зареєстровано ударну хвилю нейтринного потоку, який тривав 13 с і за потужністю був у десятки тисяч разів більший, ніж енергія в оптичному діапазоні. Таким чином астрономи у 1987 р. отримали інформацію, про далеку космічну подію, яка відбулася майже 200 000 років тому.

Показати зображення: Чорна діра - в окремому вікні браузера Показати зображення: Чорна діра - в окремому вікні браузера   Після спалаху зорі всі планети, оберталися навколо неї, випаровуються і перетворюються у газопилову туманність, з якої в майбутньому може утворитися нове покоління зір. Після спалаху Нової чи Наднової залишається ядро, у якому відсутнє джерело енергії. Така зоря поступово зменшує свій радіус і світить тільки завдяки гравітаційному стисненню – потенціальна енергія зорі перетворюється на тепло.  При стисненні маса залишається сталою, тому збільшується густина, і зоря перетворюється на білого карлика.  Якщо початкова маса зорі була в кілька разів більша, ніж сонячна, то білий карлик може перетворитись на нейтрону зорю, радіус якої не перевищує кількох десятків кілометрів, а густина сягає величини 1015 г/см3.

 

Подпись: Чорна діра

 

    Чорні діри утворюються на останній стадії еволюції зір із

масою більшою ніж три маси Сонця. Ці тіла невидимі, бо не випускають за свої межі світла. З іншого боку, такі об’єкти втягують все з навколишнього простору. Якщо космічний корабель потрапить на межу чорної діри, то вирватися з її поля тяжіння він не зможе, бо друга космічна швидкість біля її поверхні дорівнює швидкості світла 300 000 км/с. Можна розрахувати критичний радіус для будь – якого космічного тіла, при якому воно стає чорною дірою. Для Землі R=1 см, а для Сонця  R=3 км.

      Теоретичні розрахунки показують, що такі зорі, як Сонце, ніколи не стануть чорними дірами, бо вони мають недостатню масу для гравітаційного стиснення до критичного радіуса. У стані гравітаційної рівноваги Сонце може світити

1010 років.

Запитання для самоконтролю

  1. Чим пояснити відмінності спектрів зір?
  2. Що є критерієм для поділу зір на кратні системи і зоряні скупчення?
  3. За якої умови подвійна зоря стає затемнювано – подвійною?
  4. Яким методом користуються для пошуків планет біля інших зір?
  5. До якого спектрального класу належить Сонце?
  6. З яких теоретичних міркувань випливає існування чорних дір?
Категорія: Астрономія | Додав: Admin
Переглядів: 70 | Завантажень: 0 | Рейтинг: 0.0/0
Всього коментарів: 0
Имя *:
Email *:
Код *:
 
 
Дисципліни

Пошук

Вхід на сайт

Статистика

Онлайн всього: 1
Гостей: 1
Користувачів: 0

Друзі сайту
  • Офіційьний блог
  • uCoz Спільнота
  • FAQ по системі
  • База знань uCoz

  •  

    Copyright MyCorp © 2017
    uCoz