Связь между физическими характеристиками звезд кратко

Обновлено: 30.06.2024

Звёзды классифицируются по следующим параметрам: размеры, цвет, светимость, спектральный класс.

По размерам звёзды делятся на звёзды-карлики, средние звёзды, нормальные звёзды, звёзды гиганты и звёзды-сверхгиганты. Звёзды-карлики – спутник звезды Сириус; средние – Солнце, Капелла (Возничий); нормальные (t = 10 тыс. К) – имеют размеры между Солнцем и Капеллой; звёзды-гиганты – Антарес, Арктур; сверхгиганты – Бетельгейзе, Альдебаран.

По цвету звёзды делятся на красные (Антарес, Бетельгейзе – 3000 К), жёлтые (Солнце, Капелла – 6000 К), белые (Сириус, Денеб, Вега – 10000 К), голубые (Спика – 30000 К).

По светимости звёзды классифицируют следующим образом. Если принять светимость Солнца за 1, то звёзды белые и голубые имеют светимость в 100 и 10 тыс. раз больше светимости Солнца, а красные карлики – в 10 раз меньше светимости Солнца.

По спектру звёзды подразделяют на спектральные классы (см. таблицу).

Условия равновесия: как известно, звёзды являются единственными объектами природы, внутри которых происходят неуправляемые термоядерные реакции синтеза, которые сопровождаются выделением большого количества энергии и определяют температуру звёзд. Большинство звёзд находятся в стационарном состоянии, т. е. не взрываются. Некоторые звёзды взрываются (так называемые новые и сверхновые звёзды). Почему же в основном звёзды находятся в равновесии? Сила ядерных взрывов у стационарных звёзд уравновешивается силой тяготения, вот почему эти звёзды сохраняют равновесие.

В 1905г Эйнар Герцшпрунг установил зависимость светимости звезд с их спектральными классами, сопоставляя данные наблюдений. В 1913г Генри Рессел также независимо установил данную зависимость и представил ее графически. Зависимость "спектр-светимость" получила название диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.
Уточнена и дополнена другими учеными.

  1. Подавляющее большинство звезд принадлежит главной последовательности.
  2. Чем горячей звезды, тем большую светимость имеют.
  3. Группы звезд делятся по размерам.
  4. Звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольной светимости (и наоборот).
  5. По диаграмме исследуют эволюцию.
  6. Большинство звезд – карлики.

Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Г - Р отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность - это, по существу, последовательность масс.

В 1911–24гг астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость. Приближенно зависимость “масса- светимость” выражается отношением L≈m 3,9 .

Вращение звезд


 Солнце с Т=25÷30 сут/оборот, видно по пятнам, при Vэкв=2 км/с. Все звезды вращаются. Чем горячее звезда – тем быстрее скорость вращения. Определить скорость можно, используя эффект Доплера υ =∆λ . с/λо. Самая быстрая α Персея m=4,06 m , 3R¤ , 65L¤ , В1, V=500 км/с.

Двойные звезды

1. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ - две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех ”звезд" на самом деле - двойные или кратные (несколько, не менее 3-х звезд) системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.

Существуют Оптически двойные - рядом проецируются на воображаемую сферу, но физически не связаны. Так в древности у легионеров А.Македонского проверяли зрение по Дзета (ζ) Большой Медведицы (Мицар –конь, предпоследняя в ручке ковша) оптически двойной звезды в 12' от нее 80 UMa (Алькор - всадник,). Может они физически и связаны, но если период обращения более 1000 лет, то определить двойственность очень трудно.

Обнаружена первая двойная звезда, увиденная в телескоп, гамма Овна (γ Овен) – физически двойная звезда, оба компонента бело-голубые звезды с Т≈11000К, находящиеся на угловом расстоянии 8". На всякий случай даже для Солнца придуман (но не обнаружен) гипотетический спутник-звезда Немезида.




Изучение двойных звезд началось в середине 17в, когда Г. Галилейоткрыл несколько звезд и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К середине 18в было обнаружено всего около 20 двойных звезд; тогда же начались и первые измерения позиционного угла и расстояния между компонентами. К 1803 году У. Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. Планомерные наблюдения двойных звезд организовал русский астроном В. Я. Струве на обсерватории в Тарту, открыв 3134 звездные пары. Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах.

В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы, использовавшие в своих наблюдениях новейшие рефракторы. Они собрали и систематизировали в "Общем каталоге 13665 звезд" Ш.У. Бернхема (1906 год), охватывающем все известные к тому времени наблюдения двойных звезд в зоне склонений от -30° до Северного полюса.

2. Спектрально- двойные - выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель. Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой. Когда потоки вещества устремляются к компактной вращающейся звезде двойной системы, может образоваться аккреционный диск. Освободившаяся энергия излучается в рентгеновском диапазоне.
Первую Мицар (ζ Б.Медведицы), находящуюся в 78,2 св.г от нас, открыл Э.Пикеринг (1889г, США) - Мицар А и Мицар В, а в 1964г выяснилось, что каждая звезда спектрально-двойная. Сейчас известно в нашей Галактике свыше 4000 звёзд этого класса. Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от 0.1084 сут. (гамма Малой Медведицы) до 59.8 лет (визуально двойная кси Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка нескольких суток.

3. Затменно-двойные -звезды, изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды. Это происходит, если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Сейчас известно более 5000 таких звезд. Самая известная и первая открытая в 1669г итальянцем Г. Монтанари Алголь (β Персея, арабское "эль гуль" - дьявол). Алголь А - бело-голубая, МА=5М¤, RА=3R¤. Алголь В - тускло-желтая, МВ=М¤, RВ=3,2R¤. Видимая яркость системы меняется от 2,1 m до 3,4 m c периодом 12,914 дня=12дн20час48мин53с.

Рекорцменом среди таких звезд является ε Возничего в 2700R¤. При периоде обращения спутника вокруг главной звезды за 27 лет, его затмение длится два года, что говорит об огромном размере главной звезды.

4. Астрометрически двойные –выявляются по отклонению в движении (колебаниям) главной звезды, вызванное орбитальным движением более слабого спутника. Если одна звезда намного слабее другой (невидимый спутник), ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Этот способ, как и исследование спектральных смещений, позволяет определить наличие планетных систем у звезд (открыты у более 180 звезд).

Некоторые звёздные системы:

В 1905г Эйнар Герцшпрунг установил зависимость светимости звезд с их спектральными классами, сопоставляя данные наблюдений. В 1913г Генри Рессел также независимо установил данную зависимость и представил ее графически. Зависимость "спектр-светимость" получила название диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.
Уточнена и дополнена другими учеными.

  1. Подавляющее большинство звезд принадлежит главной последовательности.
  2. Чем горячей звезды, тем большую светимость имеют.
  3. Группы звезд делятся по размерам.
  4. Звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольной светимости (и наоборот).
  5. По диаграмме исследуют эволюцию.
  6. Большинство звезд – карлики.

Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Г - Р отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность - это, по существу, последовательность масс.

В 1911–24гг астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость. Приближенно зависимость “масса- светимость” выражается отношением L≈m 3,9 .

Вращение звезд


 Солнце с Т=25÷30 сут/оборот, видно по пятнам, при Vэкв=2 км/с. Все звезды вращаются. Чем горячее звезда – тем быстрее скорость вращения. Определить скорость можно, используя эффект Доплера υ =∆λ . с/λо. Самая быстрая α Персея m=4,06 m , 3R¤ , 65L¤ , В1, V=500 км/с.

Двойные звезды

1. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ - две звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех ”звезд" на самом деле - двойные или кратные (несколько, не менее 3-х звезд) системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.

Существуют Оптически двойные - рядом проецируются на воображаемую сферу, но физически не связаны. Так в древности у легионеров А.Македонского проверяли зрение по Дзета (ζ) Большой Медведицы (Мицар –конь, предпоследняя в ручке ковша) оптически двойной звезды в 12' от нее 80 UMa (Алькор - всадник,). Может они физически и связаны, но если период обращения более 1000 лет, то определить двойственность очень трудно.

Обнаружена первая двойная звезда, увиденная в телескоп, гамма Овна (γ Овен) – физически двойная звезда, оба компонента бело-голубые звезды с Т≈11000К, находящиеся на угловом расстоянии 8". На всякий случай даже для Солнца придуман (но не обнаружен) гипотетический спутник-звезда Немезида.

Изучение двойных звезд началось в середине 17в, когда Г. Галилейоткрыл несколько звезд и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К середине 18в было обнаружено всего около 20 двойных звезд; тогда же начались и первые измерения позиционного угла и расстояния между компонентами. К 1803 году У. Гершель опубликовал списки нескольких сотен двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось смещение компонентов. Планомерные наблюдения двойных звезд организовал русский астроном В. Я. Струве на обсерватории в Тарту, открыв 3134 звездные пары. Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах.

В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд перехватили американские астрономы, использовавшие в своих наблюдениях новейшие рефракторы. Они собрали и систематизировали в "Общем каталоге 13665 звезд" Ш.У. Бернхема (1906 год), охватывающем все известные к тому времени наблюдения двойных звезд в зоне склонений от -30° до Северного полюса.

2. Спектрально- двойные - выявляемые по периодическим колебаниям или раздвоению спектральных линий. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель. Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой. Когда потоки вещества устремляются к компактной вращающейся звезде двойной системы, может образоваться аккреционный диск. Освободившаяся энергия излучается в рентгеновском диапазоне.
Первую Мицар (ζ Б.Медведицы), находящуюся в 78,2 св.г от нас, открыл Э.Пикеринг (1889г, США) - Мицар А и Мицар В, а в 1964г выяснилось, что каждая звезда спектрально-двойная. Сейчас известно в нашей Галактике свыше 4000 звёзд этого класса. Определённые периоды спектрально-двойных звёзд заключены в пределах от 0.1084 сут. (гамма Малой Медведицы) до 59.8 лет (визуально двойная кси Большой Медведицы). Подавляющее большинство спектрально-двойных звёзд имеет периоды порядка нескольких суток.

3. Затменно-двойные -звезды, изменяющие свой блеск вследствие затмения одного компонента двойной звезды. Это происходит, если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Сейчас известно более 5000 таких звезд. Самая известная и первая открытая в 1669г итальянцем Г. Монтанари Алголь (β Персея, арабское "эль гуль" - дьявол). Алголь А - бело-голубая, МА=5М¤, RА=3R¤. Алголь В - тускло-желтая, МВ=М¤, RВ=3,2R¤. Видимая яркость системы меняется от 2,1 m до 3,4 m c периодом 12,914 дня=12дн20час48мин53с.

Рекорцменом среди таких звезд является ε Возничего в 2700R¤. При периоде обращения спутника вокруг главной звезды за 27 лет, его затмение длится два года, что говорит об огромном размере главной звезды.

4. Астрометрически двойные –выявляются по отклонению в движении (колебаниям) главной звезды, вызванное орбитальным движением более слабого спутника. Если одна звезда намного слабее другой (невидимый спутник), ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Этот способ, как и исследование спектральных смещений, позволяет определить наличие планетных систем у звезд (открыты у более 180 звезд).

  • Для учеников 1-11 классов и дошкольников
  • Бесплатные сертификаты учителям и участникам

Описание презентации по отдельным слайдам:

Урок 25
Тема: Связь между физическими характеристиками звезд
На фотографии видны звездные облака из диска нашей Галактики Млечный Путь. Фото сделано с длинной экспозицией. Слева видны городские огни Феникса в Аризоне (США), похожие на закат.

Красные гиганты и сверхгиганты располагаются над главной последовательностью справа, белые карлики – под ней слева,
поэтому начало левой части главной последовательности представлена голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, конец правой — красными карликами с массами ~0.08 солнечных.
Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд.
Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.

Диаграмма и внутреннее строение звезд
Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.

Светимость и размер звезд
По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости:
сверхгиганты – I класс;
яркие гиганты – II класс;
гиганты – III класс;
субгиганты – IV класс;
главной последовательности – V класс;
субкарлики – VI класс;
белые карлики – VII класс.
Солнце – звезда G2V.
Расстояние до звезды r, абсолютная звездная величина М и видимая звездная величина m связаны простой формулой:

Звезды бескрайнего неба, вселенной далекие светочи,
Миг человеческой жизни проходит пред вами бесследно.
Как мотыльки в предзакатных лучах погибают
Пестрые блики сердечных забот и желаний.
Звезды бескрайнего неба, вселенной далекие светочи!
Вечными кажетесь вы бытию человека,
Также подвластные смерти в потоке веков неиссчетных
Как и все мы подчиненные власти греха и истления.
Л .Чернышев

Тема: Связь между физическими характеристиками звезд.

Задачи:
1. Обучающая: закрепление, обобщение и систематизация знаний о звездах, о путях эволюции звезд в зависимости от их массы, об изменении физических характеристик звезд в зависимости от их возраста. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела ("спектр – светимость"), диаграмма "масса – светимость", ( возможность других зависимостей: "масса – возраст звезды", "масса – температура" и т.д.). Об основных путях эволюции звезд в зависимости от их массы.
2. Воспитывающая: формирование научного мировоззрения, системы взглядов на мир.
3. Развивающая: формирование способности наблюдать, анализировать информации, делать выводы о том, что треки звездной эволюции, весь жизненный путь звезд зависят от первоначальной массы звезды.

Знать:
1-й уровень (стандарт) – виды последовательностей в диаграмме “спектр-светимость”, зависимости для звезд от спектрального класса - температуры, светимости, абсолютной звездной величины.
2-й уровень - виды последовательностей в диаграмме “спектр-светимость”, зависимости для звезд от спектрального класса - температуры, светимости, абсолютной звездной величины, массы, возраста и т.д.
Уметь:
1-й уровень (стандарт) – определять по диаграмме зависимости характеристик в сравнении звезд.
2-й уровень - определять по диаграмме зависимости характеристик в сравнении звезд, направление эволюции в зависимости от исходной массы.

Оборудование: Таблицы: диаграмма “спектр-светимость”, Д/ф “Звезды”, “Природа звезд”. Диапозитивы, звездный атлас. CD- "Red Shift 5.1" (сравнение звезд), коллекция ЦОР.

Межпредметные связи: Обществознание (материальное единство мира, способ и формы существования материи, объективные законы диалектики (обществоведение, Х кл)), математика (функции и графики).

1. Повторение материала
1. У доски
1. Цвет и температура звезд.
2. Спектры и химический состав звезд.
3. Светимость звезд.
4. Размер, масса и плотность звезд.
5. Решение задачи №5 (стр. 139)
2. Остальные
1. Параллакс звезды 0,01", а видимая звездная величина равна 10. Найти абсолютную звездную величину. (M = m + 5 - 5lg r и учитывая что r=1/π, М=5)
2. Определите температуру звезды, имеющую светимость в 16 раз больше солнечной при тех же размерах. (дважды формула L=4πR 2. σ T 4 и их отношение L/L ¤ =(R/R ¤ ) 2. (Т/Т ¤ ) 4 , отсюда 16=(Т/5800) 4 , тогда Т=11600К).
3. Вычислите светимость двойной звезды Акрукс (а Южный Крест) имеющей параллакс 0,01" и видимую звездную величину 1,2 m . (из r=1/ π получим r=100пк, тогда из M = m + 5 - 5lg r получим М=-3,8 m и наконец из формулы lgL=0,4 (M ¤ -M) находим lgL=3,44 отсюда L ≈ 2750L ¤ )

II. Новый материал
В 1911г Эйнар Герцшпрунг (1873-1967, Голландия) установил зависимость светимости звезд с их спектральными классами, сопоставляя данные наблюдений. В 1913г Генри Норрис Рессел (1877-1957, США) также независимо установил данную зависимость и представил ее графически. Зависимость "спектр-светимость" получила название диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.
Уточнена и дополнена другими учеными.

  1. Подавляющее большинство звезд принадлежит главной последовательности.
  2. Чем горячей звезды, тем большую светимость имеют.
  3. Группы звезд делятся по размерам.
  4. Звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольной светимости (и наоборот).
  5. По диаграмме исследуют эволюцию.
  6. Большинство звезд – карлики.


Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Г - Р отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность - это, по существу, последовательность масс.


главная последовательность (около 90% звезд):
- это последовательность звезд разной массы. Самые большие (голубые гиганты) расположены в верхней части, а самые маленькие звезды – карлики – в нижней части главной последовательности
- это нормальные звезды похожие на Солнце в которых водород сгорает в термоядерной реакции.
Красные гиганты и сверхгиганты располагаются над главной последовательностью справа, белые карлики – под ней слева, поэтому начало левой части главной последовательности представлена голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, конец правой — красными карликами с массами ~0.08 солнечных.
Высказанная в свое время идея, что главная последовательность отражает процесс эволюции звезд, как известно, оказалась неверной.
Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр.
Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.
В 1911–1924гг астрономы Г. Рассел, Э. Герцшпрунг и А. Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость. Приближенно зависимость “масса- светимость” выражается отношением L≈m 3,9
Диаграмма Г - Р для звездного скопления показывает, сколько звезд находится на каждой стадии эволюции. Вместе с теоретическими представлениями об увеличении скорости эволюции с ростом звездной массы, это позволяет определять возраст скоплений. Если по вертикальной оси откладывать для скопления видимую, а не абсолютную звездную величину, то появляется возможность оценить расстояние до этого скопления.
Диаграммы Г - Р полезны также для отображения последовательности изменений цвета и светимости отдельной звезды в ходе эволюции - до попадания на главную последовательность, при нахождении на ней и после ухода с нее. В итоге появляется эволюционный трек звезды.


Вращение звезд
Вращение Солнца с Т=25÷30 сут/оборот видно по пятнам, при Vэкв=2 км/с. Все звезды вращаются. Чем горячее звезда – тем быстрее скорость вращения. Определить скорость можно, используя эффект Доплера υ=?λ . с/λо.
Самая быстрая α Персея m=4,06 m , 3R ¤ , 65L ¤ , В1, V=500 км/с.

III. Закрепление материала
1. Вопросы:
1. Вега и Арктур. По диаграмме. У какой больше светимость, температура, абсолютная звездная величина? Примерно определите данные показатели.
2. Какой смысл имеет диаграмма Герцшпрунга–Рассела?
3. Какие объекты называются звездами в конечной стадии эволюции?
4. Сколько лет Солнце будет находиться на главной последовательности?
5. Сколько лет существует наше Солнце? На какой стадии эволюции находится в настоящее время?
6. В конце своей эволюции Солнце начнет расширяться и превратится в красный гигант. В результате, температура поверхности понизится вдвое, а светимость увеличится в 400 раз. При таких условиях поглотит ли Солнце при этом какие-либо из планет? (По закону Стефана–Больцмана L = 4πR ¤ 2 · σТ 4 . Радиус звезды пропорционален R ~ T -2 L ½ . Тогда для Солнца в эпоху красного гиганта получим: Это чуть меньше радиуса орбиты Меркурия (0,387 а. е.). Поскольку орбита Меркурия достаточно вытянутая, а в перигелии планета подходит к Солнцу на расстояние 0,31 а. е., Меркурий будет проглочен).
2. Диктант по диаграмме.

  1. Существуют ли звезды спектрального класса В имеющие М=О? [да]
  2. Существуют ли красные сверхгиганты? [да]
  3. Какая звезда горячее: белый или красный карлик? [белый]
  4. Оцените светимость Денеба (спектральный класс А2). [1000]
  5. Какие по размеру звезды больше: спектрального класса G2 или В2? [В2]
  6. Существуют ли звезды с L=100L ¤ при Т=5Т ¤ ? [нет]
  7. Могут ли красные карлики превышать светимость Солнца? [нет]
  8. Существуют ли звезды в 10 М ¤ при М=10 m ? [нет]
  9. Какая звезда вращается быстрее Солнца: спектрального класса 05 или М5? [05]
  10. До какой звезды дальше расстояние: 2пк или 2 св.года? [2пк]
  11. Плотность каких звезд больше: белых карликов или белых гигантов? [карликов]
  12. Если звезды нанести на диаграмму спектр-светимость (Герцшпрунга–Рассела), то большинство из них будут находиться на главной последовательности. Из этого вытекает, что: (отв. Б)
    А. На главной последовательности концентрируются самые молодые звезды.
    Б. Продолжительность пребывания на стадии главной последовательности превышает время эволюции на других стадиях.
    В. Это является чистой случайностью и не объясняется теорией эволюцией звезд.
    Г. На главной последовательности концентрируются самые старые звезды.
  13. Диаграмма Герцшпрунга–Рассела представляет зависимость между: (отв. Г)
    А. Массой и спектральным классом звезды.
    Б. Спектральным классом и радиусом.
    В. Массой и радиусом.
    Г. Светимостью и эффективной температурой.
  14. Область белых карликов на диаграмме Герцшпрунга–Рассела расположена: (отв. В)
    А. В верхней левой части диаграммы;
    Б. В верхней правой части диаграммы;
    В. В нижней левой части диаграммы;
    Г. В нижней правой части диаграммы.
  15. Звезда на диаграмме Герцшпрунга–Рассела после превращения водорода в гелий перемещается по направлению: (отв. Б)
    А. Вверх по главной последовательности, к голубым гигантам.
    Б. От главной последовательности к красным гигантам и сверхгигантам.
    В. В сторону низких светимостей.
    Г. В сторону ранних спектральных классов.
    Д. Звезда, в процессе эволюции однажды попавшая на главную последовательность, от нее не отходит.
  1. Почему звезда с большой массой живет меньше, чем звезда с малой массой?
  2. Чем, прежде всего, определяется давление и температура в центре звезды?
  3. Как астрономам удается узнать об эволюционном пути, который проходят звезды?

Дома: §25, вопросы стр. 142

Урок оформлен членом кружка "Интернет технологии" Дисеновой Анной (9кл), 2003 год.

Читайте также: