Физическая природа звезд конспект урока

Обновлено: 07.07.2024

Цель занятия: познакомиться с различными видами звёзд, изучить физическую природу звёзд.

Методические указания

Для выполнения практической работы выполните предложенные задания, ответьте на контрольные вопросы.

1. Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

2. Цвет звезд

ЦВЕТ - свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излучения. Свет разных длин волн возбуждает разные цветовые ощущения: от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет, от 470 до 500 нм — сине-зеленый, от 500 до 560 нм — зеленый, от 560 до 590 нм — желто-оранжевый, от 590 до 760 нм — красный.

Однако цвет сложного излучения не определяется однозначно его спектральным составом.

3. Температура звезд

Непосредственно связана с цветом и спектральной классификацией. Температура видимой поверхности большинства звезд составляет от 2500 К до 50000 К.

4. Спектральная классификация

Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон.

Порядок спектров можно запомнить по терминологии: = Один бритый англичанин финики жевал как морковь

5. Химический состав звезд

Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

6. Светимость – полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах: ваттах (Вт) – в Международной системе единиц СИ; либо в единицах светимости Солнца (светимость Солнца Ls = 3,8·1026 Вт).

Светимость звезды можно рассчитать по формуле: где R – радиус звезды, T – температура её поверхности, σ = 5,67∙ 10 -8 Вт/м 2 ∙К 4 - постоянная Стефана-Больцмана.

7. Размеры звезд - существует несколько способов их определения:

1) Непосредственное измерение углового диаметра звезды (для ярких ≥2,5 m , близких звезд, >50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона.

2) Через светимость звезды L=4πR 2 σT 4 в сравнении с Солнцем.

3) По наблюдениям затмения звезды Луной определяют угловой размер, зная расстояние до звезды.

По своим размерам, звезды делятся на: Сверхгиганты (I) Яркие гиганты (II) Гиганты (III) Субгиганты (IV) Карлики главной последовательности (V) Субкарлики (VI) Белые карлики (VII)

8. Масса звезд - одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию, т.е. определяет жизненный путь звезды.

9. Плотность звезд - находится ρ=М/V=M/(4/3πR 3 ) Чем больше размер звезды, тем меньше плотность. Самая маленькая плотность у сверхгигантов. Очень большие плотности имеют белые карлики. Но еще больше средняя плотность нейтронных звезд. Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10 -6 г/см 3 до 10 14 г/см 3 - в 1020 раз!

Задания для самостоятельной работы (используйте П.3.1 – 3.3 учебника)

Назовите виды звёзд.

Что такое видимая и абсолютная звёздные величины?

К каким спектральным классам относятся самые горячие и самые холодные звёзды?

Из каких химических элементов в основном состоят звёзды?

Во сколько раз отличаются светимости двух звёзд одинакового цвета, если радиус одной из них больше в 25 раз?

Определите размеры звезды Спики (α Девы), если температура её фотосферы равна

17 600 К, а светимость в 1950 раз больше светимости Солнца.

1. Как называется ближайшая к Земле звезда, которая является самым ярким объектом на небе?
а) Эниф б) Персей в) Солнце

2. Полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени это –
а) светимость б) свет в) яркость

3. Как называется слой, в котором формируется подавляющая часть излучения, приходящего к наблюдателю?
а) фотосфера звезды б) верхний слой в) внутренний слой звезды

4. Какие элементы преобладают в химическом составе звезд?
а) аргон (около 65% по массе) и хлор (около 35% по массе) б) водород (около 65% по массе) и гелий (около 35% по массе) в) фосфор (около 65% по массе) и алюминий (около 35% по массе)

5. Перечислите оболочки Солнца:
а) фотосфера, корона б) хромосфера, корона в) фотосфера, хромосфера и корона +

7. В какой оболочке формируются почти все радио- и рентгеновские излучения Солнца?
а) в хромосфере б) в короне в) в стратосфере

8. Как называется явление постоянного истечения плазмы солнечной короны в межпланетное пространство?
а) волновой ветер б) межгалактический ветер в) солнечный ветер

9. Какой цвет у звезд класса M

а) красные б) оранжевые в) желтые г) бело-желтые д) белые е) бело-голубые ж) голубые

10. Что такое парсек?

а) расстояние до ближайшей звезды б) расстояние до звезды, параллакс которой 1" в) расстояние в 3 световых года

1. Появление и развитие активных образований на Солнце называется…
а) солнечной активностью б) лунной активностью в) солнечным движением

2. Самая яркая звезда это…
а) Денеб б) Мимоза в) Сириус

3. Чем обусловлен цвет звезды?
а) температурой б) влажностью в) расположением

4. Выберите правильное название диаграммы взаимосвязей характеристик звезд.
а) диаграмма Ресселла б) диаграмма Герцшпрунга в) диаграмма Герцшпрунга-Ресселла

5. Как называются звезды, которые изменяют свою светимость (видимую яркость, блеск, видимую звездную величину)?
а) переменные звезды б) мерцающие звезды в) звезды хамелеоны

6. Как называются звезды, блеск которых внезапно увеличивается в тысячи и миллионы раз за несколько суток, после чего ослабевает до первоначального в течение года и более?
а) мириды б) новые звезды в) цефеиды

7. Что такое пульсар?
а) медленно вращающаяся нейтронная звезда, испускающая радиоимпульсы б) быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая радиоимпульсы в) быстро вращающаяся звезда, испускающая радиоимпульсы

8. Что такое цефеиды?
а) черные дыры классов F и G б) нейтронные звезды классов F и G
в) звезды – сверхгиганты, гиганты классов F и G

9. Какой цвет у звезд класса G

а) красные б) оранжевые в) желтые г) бело-желтые д) белые е) бело-голубые ж) голубые

10. Что такое световой год?

а) единица измерения больших промежутков времени.

б) единица измерения больших расстояний в) расстояние до ближайшей звезды.

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

Тема: Физическая природа звезд .

Ход урока :

I. Новый материал

Распределение цветов в спектре = К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь.

Исаак Ньютон (1643-1727) в 1665г разложил свет в спектр и объяснил его природу.
Уильям Волластон в 1802г наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814г их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) (они называются линиями Фраунгофера) 754 линии в солнечном спектре. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.

В 1959г Г. КИРХГОФ , работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ , назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики:
1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр.
2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр.
3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения.
У. ХЕГГИНС первым применив спектрограф начал спектроскопию звезд . В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

2. Цвет звезд

ЦВЕТ - свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излучения. Свет разных длин волн  возбуждает разные цветовые ощущения:

от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет,
от 470 до 500 нм — сине-зеленый,
от 500 до 560 нм — зеленый,

от 560 до 590 нм — желто-оранжевый,
от 590 до 760 нм — красный.

Однако цвет сложного излучения не определяется однозначно его спектральным составом.
Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию λ _мах =b/T (закон Вина, 1896г).

В начале 20-го столетия (1903—1907гг) Эйнар Герцшпрунг (1873-1967, Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд.

3. Температура звезд

Непосредственно связана с цветом и спектральной классификацией. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Ю. Шейнер . Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина [ λ _max . Т=b, где b=0,2897*10 7 Å . К - постоянная Вина]. Температура видимой поверхности большинства звезд составляет от 2500 К до 50000 К . Хотя например недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные - Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, а e Возничего А - 1600 К.

Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1884г), подготовленного под руководством Э. Пикеринга . Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон .

Среди миров, в мерцании светил
Одной Звезды я повторяю имя…
Не потому, чтоб я Ее любил,
А потому, что я томлюсь с другими.
И если мне сомненье тяжело,
Я у Нее одной ищу ответа,
Не потому, что от Нее светло,
А потому, что с Ней не надо света.
И. Анненский

Тема: Физическая природа звезд

Цель: Познакомить с физической природой (характеристиками) звезд в сравнении Солнцем: цвет, температура, спектр, химический состав, светимость, размер, масса, плотность. Рассмотреть спектральную классификацию звезд.

Задачи:
1. Обучающая: Дать представление о физических параметрах звезд в сравнении с Солнцем: цвете, температуре, светимости, химическом составе, размере, массе, плотности; о современной спектральной классификации звезд.
2. Воспитывающая: Акцентировать внимание учащихся на том, что размеры (и средние плотности звезд) меняются в широких, а массы – в ограниченных пределах. Указать, что Солнце по своим физическим характеристикам (размерам, массе, средней плотности, а также по температуре, цвету, спектру и химическому составу) ничем особенным не выделяется среди множества других звезд. Подчеркнуть, что выяснение природы звезд – один из примеров познаваемости мира, неограниченность возможностей человеческого познания.
3. Развивающая: Учащиеся должны твердо усвоить, что мир звезд многообразен, составлять классификационные схемы, объяснять свойства космических объектов на основе важнейших физических теорий, использовать обобщенный план для изучения космических объектов, делать выводы. Для развития эмоций использовать примеры, поясняющие, как резко могут отличаться звезды друг от друга по своей температуре и светимости, массе, размерам и т.д. Подчеркнуть, что изучение звезд необходимо для более глубокого познания самой близкой и самой важной для нас звезды – Солнца.

Знать:
1-й уровень (стандарт) – понятие физических характеристик звезд.
2-й уровень - понятие физических характеристик звезд и способы их определения.

Уметь: 1-й уровень (стандарт) - решать задачи на нахождение звездных характеристик с применением различных формул. 2-й уровень – решать задачи на нахождение звездных характеристик с применением формул светимости и звездной величины.

Межпредметные связи: природоведение (элементарные сведения о природе звезд); физика (спектральный анализ, непрерывный и линейчатый спектры, применение спектрального анализа, X кл); обществоведение (материальность мира, его единство на уровне химического состава и законов природы, познаваемость мира и его закономерностей), математика (функция, логарифм (алгебра, X кл)).

I. Новый материал

Электромагнитный спектр.
Густав Роберт КИРХГОФ (1824-1887, Германия) физик, работая вместе с химиком Робертом Вильгельм БУНЗЕН (1811-1899, Германия) с 1854г, открыли спектральный анализ в результате первых систематических исследований спектров солнечного света и пламени (открыв явление обращения спектров - желтой линии натрия), назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа (1859г), что послужило основой возникновения астрофизики:
1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр.
2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр (эмиссионные).
3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения (спектры поглощения).
Уильям ХЕГГИНС (1824-1910, Англия) астроном, один из первых астроспектроскопистов, первым применив спектрограф начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Однако цвет сложного излучения не определяется однозначно его спектральным составом.
Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию λ_мах=b/T (Закон Вина, закон смещения, 1896г).

Бесплатное участие. Свидетельство СМИ сразу.
До 500 000 руб. ежемесячно и 10 документов.

Пояснить учащимся чем отличатся звезды между собой,как мы их видим,каклва их температура,масса,обьем. расстояние до них как определять,что из себя представлюет спектры звезд,что мы можем по ним определить,какую дать характеристику.ЦВЕТ - свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излученния

Тема: Физическая природа звезд. Ход урока: I. Новый материал 1. Спектры звезд Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь. Исаак Ньютон (16431727) в 1665г разложил свет в спектр и объяснил его природу. Уильям Волластон в 1802г наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814г их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (17871826, Германия) (они называются линиями Фраунгофера) 754 линии в солнечном спектре. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров спектроскоп. В 1959г Г. КИРХГОФ, работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ, назвав спектр непрерывным и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики: 1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр. 2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр. 3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения. У. ХЕГГИНС первым применив спектрограф начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов. Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. 2. Цвет звезд ЦВЕТ свойство света вызывать определенное зрительное ощущение в соответствии со спектральным составом отражаемого или испускаемого излучения. Свет разных длин волн  возбуждает разные цветовые ощущения: от 380 до 470 нм имеют фиолетовый и синий цвет, от 470 до 500 нм — синезеленый, от 500 до 560 нм — зеленый, от 560 до 590 нм — желтооранжевый, от 590 до 760 нм — красный. Однако цвет сложного излучения не определяется однозначно его спектральным составом. Глаз чувствителен к длине волны, несущей максимальную энергию λмах=b/T (закон Вина, 1896г). В начале 20го столетия (1903—1907гг) Эйнар Герцшпрунг (18731967, Дания) первым определяет цвета сотен ярких звезд. 3. Температура звезд Непосредственно связана с цветом и спектральной классификацией. Первое измерение температуры звезд произведено в 1909г германским астрономом Ю. Шейнер. Температура определяется по спектрам с помощью закона Вина [ поверхности большинства звезд составляет от 2500 К до 50000 К. Хотя например недавно открытая звезда HD 93129A в созвездии Кормы имеет температуру поверхности 220000 К! Самые холодные Гранатовая звезда (m Цефея) и Мира (o Кита) имеют температуру 2300К, а e Возничего А 1600 К. .Т=b, где b=0,2897*107Å.К постоянная Вина]. Температура видимой λ max 4. Спектральная классификация В 1862г Анжело Секки (18181878, Италия) дает первую спектральную классическую звезд по цвету, указав 4 типа: Белые, Желтоватые, Красные, Очень красные Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1884г), подготовленного под руководством Э. Пикеринга. Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон. O5=40000 K А0=11000 В0=25000 M0=3600 K F0=7600 G0=600 K0=5120 К К 0 желтый F G K K оранжевы й красный K M голубой О cр.30000K белый В ср.15000K А ср.8500K ср.6600К ср.5500К ср.4100К ср.2800К Порядок спектров можно запомнить по терминологии: = Один бритый англичанин финики жевал как морковь= Солнце – G2V (V – это классификация по светимости т.е. последовательности). Эта цифра добавлена с 1953 года. | Таблица 13 – там указаны спектры звезд |. 5. Химический состав звезд Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (9598% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы. 6. Светимость звезд Звезды излучают энергию во всем диапазоне длин волн, а светимость L= Tσ 44 Rπ 2 общая мощность излучения звезды. L = 3,876*1026Вт/с. В 1857г Норман Погсон в Оксфорде устанавливает формулу L1/L2=2,512М2М1. Сравнивая звезду с Солнцем, получим формулу L/L=2,512 ММ , откуда логарифмируя получим lgL=0,4 (M M) Светимость звезд в большинстве 1,3.105L 50 измерено) с помощью интерферометра Майкельсона. Впервые измерен угловой диаметр 1920г = Альберт Майкельсон и Франсис Пиз. Ориона Бетельгейзе 3декабря α 2) Через светимость звезды L=4 Rπ 2 Tσ 4в сравнении с Солнцем. 3) По наблюдениям затмения звезды Луной определяют угловой размер, зная расстояние до звезды. По своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик"), введены с 1953 года на: Гиганты (III) Субгиганты (IV) Сверхгиганты (I)   Яркие гиганты (II)    Карлики главной последовательности (V)   Субкарлики (VI) Белые карлики (VII) Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 104 м до 1012 м. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант e Возничего А имеет размеры в 2700R 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры 10 15 км. 8. Масса звезд одна из важнейших характеристик звезд, указывающая на ее эволюцию, т.е. определяет жизненный путь звезды. Способы определения: 1. Зависимость массасветимость, установленная астрофизиком А.С. Эддингтон (18821942, Англия). L m≈ 3,9 2. Использование 3 уточненного закона Кеплера, если звезды физически двойные (§26) Теоретически масса звезд 0,005M (предел Кумара 0,08M) 105 50–100 102–103 0,000001 104–105 105 106 100 > 10 0,00001 0,0001 > 1000 > 100 107 107–108 0,01 0,1 1 Субгиганты до 10 до 10 0,001 до 100 108–109 Нормальные звезды белые желтые красные Белые карлики 0,0055 до 5 1 0,005 0,15 3–5 1 0,1 0,01–1,5 до 0,007 0,110 0,000110 109–1011 до 90 0,1 1,5 10 103 10 1 109 1010 0,0001 1011–1013 0,0001 до 1017 до 10 Дома: §24, вопросы стр. 139. Стр. 152 (п. 712), составление презентации по одной из характеристик звезд.

Читайте также: