Строение вырожденных звезд кратко
Обновлено: 05.07.2024
ЗВЁЗДЫ, гигантские самосветящиеся плазменные (газовые) шары, по своей природе сходные с Солнцем. С Земли даже в самые сильные телескопы все З. (за исключением Солнца) видны как светящиеся точки. Раскрыть природу З. помогли физич. методы исследования и знание общих законов природы, действующих как в земных, так и в космич. условиях. Осн. источник информации о З. – наблюдения во всех доступных диапазонах длин волн электромагнитного излучения, в т. ч. с космич. аппаратов. Анализ звёздных спектров даёт сведения о состоянии внешних слоёв З. – их атмосфер. Так, сравнение спектров З. со спектром Солнца позволило сделать вывод, что Солнце – обычная З. О внутр. строении З. и их эволюции известно в осн. по результатам теоретич. моделирования и их сопоставлению с данными наблюдений.
Термин, охватывающий белых карликов и нейтронные звезды, которые состоят из вырожденного вещества. Эти звезды находятся на последних стадиях эволюции и испытывают крайний гравитационный коллапс. В условиях очень высокого давления нормальные атомы существовать не могут. В белых карликах исчезает нормальная "открытая" атомная структура и образуется плотная, сжатая масса из электронов и атомных ядер. Квантово-механический эффект, называемый давлением вырождения, препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Если, однако, общая масса такой звезды превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза, то давление вырождения уже не может уравновесить гравитационные силы. Тогда электроны и ядра комбинируются в особую форму вещества, состоящего из сильно упакованных нейтронов, и образуется нейтронная звезда.
Свидетельство и скидка на обучение каждому участнику
Зарегистрироваться 15–17 марта 2022 г.
Описание презентации по отдельным слайдам:
Содержание: 1) Источники энергии звезд 2) Модели строения звезд 3) Внутреннее строение звезд 4) Строение звезд до солнечной массы 5) Строение вырожденных звезд 6) Строение нейтронной звезды
Источники энергии звезд Если бы Солнце состояло из каменного угля и источником его энергии было горение, то для при поддержании нынешнего уровня излучения энергии Солнце бы полностью сгорело за 5000 лет. Но Солнце светит уже миллиарды лет! Вопрос об источниках энергии звезд был затронут еще Ньютоном. Он предполагал, что звезды восполняют запас энергии за счет падающих комет. В 1845г. нем. Физик Роберт Мейер (1814-1878) попытался доказать, что Солнце светит за счет падения на него межзвездного вещества. 1954г. Герман Гельмгольц высказал предположение, что Солнце излучает чась энергии, освобождающейся при его медленном сжатии. Из простых расчетов можно узнать, что Солнце полностью исчезло бы за 23 млн. лет, а это слишком мало. Кстати, этот источник энергии в принципе имеет место до выхода звезд на главную последовательность. Герман Гельмгольц (1821-1894г.)
Источники энергии звезд При больших температурах и массах более 1,5 массы Солнца доминирует углеродный цикл (CNO). Реакция (4) самая медленная – для нее требуется около 1 млн. лет. При этом выделяется чуть меньше энергии, т.к. больше ее уносится нейтрино. Этот цикл в 1938г. Независимо разработали Ганс Бете и Карл Фридрих фон Вейцзеккер.
Модели строения звезд Равновесие налагает на звезду жесткие ограничения, т.е., придя в состояние равноесия, звезда будет иметь строго определенное строение. В каждой точке звезды должен соблюдаться балланс сил гравитации, теплового давления, давления излучения и др. Также градиент температуры должен быть таким, чтобы тепловой поток наружу строго соответствовал наблюдаемому потоку излучени с поверхности. Все эти условия можно записать в виде математических уравнений (не менее 7), решение которых возможно только численными методами.
Модели строения звезд Мехническое (гидростатическое) равновесие Сила, обусловленная разносьтю давлений, направленная от центра, должна быть равна силе тяготения. d P/d r = M(r)G/r2 , где P-давление, -плотность, M(r) – масса в пределах сферы радиуса r. Энергетическое равновесие Прирос светимости за счет источник энергии, содержащихся в слое толщиной dr на расстоянии от центра r, вычисляется по формуле dL/dr = 4r2(r) , где L-светимость, (r) – удельное энерговыделени ядерных реакций. Тепловое равновесие Разность температур на внутренних и внешних границах слоя должна быть постоянна, причем, внутренние слои должны быть горячее.
Внутреннее строение звезд Ядро звезды (зона термоядерных реакций). 2. Зона лучистого переноса выделяющейся в ядре энергии внешним слоям звезды. 3. Зона конвекции (конвективного перемешивания вещества). 4. Гелиевое изотермическое ядро из вырожденного электронного газа. 5. Оболочка из идеального газа.
Строение звезд до солнечной массы Звезды с массой меньше 0,3 солнечной являются полностью конвективными, что связано с их низкими температурами и высокими значениями коэффициентам поглощения. Звезды солнечной массы в ядре осуществляется лучистый перенос, тогда как во внешних слоях – конвективный. Причем, масса конвективной оболочки быстро уменьшается при движении вверх по главной последовательности.
Строение вырожденных звезд Давление в белых карликах достигает сотен килограммов на кубический сантиметр, а у пульсаров – на несколько порядков выше. При таких плотностях поведение резко отличается от поведения идеального газа. Перестает действовать газовый закон Менделеева-Клапейрона – давление уже не зависит от температуры, а определяется только плотностью. Это состояние вырожденного вещества. Поведение вырожденного газа, состоящего из электронов, протонов и нейтронов, подчиняется квантовым законам, в частонсти, принципу запрета Паули. Он утверждает, что в одном и том же состоянии не может находиться больше двух частиц, причем их спины направленны противоплоожно. У белых карликов число этих возможных состояний ограничено, сила тяжести пытается втиснуть электроны в уже занятые места. При этом возникает специфическая сила противодействия давлению. При этом, p ~ 5/3. При этом, электроны имеют высокие скорости движения, а вырожденный газ имеет высокую прозрачность вследствие занятости всех возможных энергетических уровней и невозможности процесса поглощения-переизлучения.
Строение нейтронной звезды При плотностях выше 1010 г/см3 происходит процесс нейтронизации вещества, реакции + e n + В в 1934г Фрицем Цвикки и Вальтером Баарде теоретически было предсказано существование нейтронных звезд, равновесие которых поддерживается давлением нейтронного газа. Масса нейтронной звезды не может быть меньше 0,1M и больше 3M. Плотность в центре нейтронной звезды достигает значений 1015 г/см3 . Температура в недрах такой звезды измеряется сотнями миллионов градусов. Размеры нейтронных звезд не превышают десятков км. Магнитное поле на поверхности нейтронных звезд (в млн. раз больше земного) является источником радиоизлучения. На поверхности нейтронной звезды вещество должно обладать свойствами твердого тела, т.е., нейтронные звезды окружены твердой корой толщиной несколько сотен метров
Краткое описание документа:
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 (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 l 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 λмах=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.
В § 6 мы получили основные характеристики звездных недр (температура, плотность, давление), используя метод грубых оценок величин, входящих в уравнения, описывающие состояния равновесия звезд. Хотя эти оценки дают правильное представление о физических условиях в центральных областях звезд, они, конечно, совершенно недостаточны для понимания сходства и различия между разными звездами. Например, для решения важного вопроса, какая именно ядерная реакция (протон-протонная или углеродно-азотная) ответственна за излучение той или иной конкретной звезды, необходимо более совершенное знание условий в ее недрах. Наконец, остается пока не рассмотренной основная задача: каков физический смысл диаграммы Герцшпрунга — Рессела? Эта задача, как мы увидим ниже, теснейшим образом связана с проблемой эволюции звезд. Хотя запасы ядерной энергии в недрах звезд очень велики, все же их нельзя считать неисчерпаемыми. Рано или поздно (в зависимости от массы звезды) они подойдут к концу. Что будет при этом происходить со звездой? Как она будет менять свои свойства?
Рис. 11.1: Модель массивной звезды главной последовательности.
Рис. 11.2: Модель красного карлика.
Солнце является довольно типичной звездой средней части главной последовательности. Вместе с тем модель внутреннего строения Солнца по понятным причинам представляет для нас особый интерес.
Рис. 11.3: Модель Солнца.
Специфической особенностью субкарликов является очень низкое содержание тяжелых элементов. Об этом уже говорилось в § 1. Поэтому при расчете моделей таких звезд величина Z полагается равной нулю. Так как содержание тяжелых элементов имеет решающее значение для непрозрачности звездного вещества, то при малом Z прозрачность вещества субкарликов должна быть очень высокой, даже если температура сравнительно низка. Поэтому лучеиспускание достаточно эффективно переносит энергию и нет необходимости в развитии конвекции. Центральная температура таких звезд довольно чувствительно зависит от принятого содержания гелия, которое толком не известно.
Однако, пожалуй, самой интересной структурой обладают красные гиганты. На рис. 11.4 приведена модель довольно типичного красного гиганта, масса, радиус и светимость которого превосходят солнечные соответственно в 1,3, 21 и 225 раз.
Рис. 11.4: Модель красного гиганта.
Рис. 11.5: Модель белого карлика.
Вокруг вырожденного изотермического ядра красного гиганта имеется очень тонкая оболочка, где происходят термоядерные реакции углеродно-азотного цикла. Толщина этой оболочки намного меньше радиуса изотермического ядра. В пределах этого тонкого слоя температура вещества резко падает от 40 до 25 миллионов кельвинов. Плотность вещества в оболочке уже в несколько тысяч раз меньше, чем в центре изотермического ядра. Оболочка, в которой происходят ядерные реакции, окружена в свою очередь сравнительно небольшой толщины (около 10% радиуса звезды) слоем, где выделяющаяся в описанном выше слое энергия переносится путем лучеиспускания. Основная же часть наружных слоев красного гиганта, содержащая почти 70% его массы и начинающаяся приблизительно на расстоянии 0,1 его радиуса от центра, находится в состоянии конвекции. Причина образования столь протяженной конвективной зоны — большая непрозрачность вещества — та же, что и у красных карликов. Таким образом, структура красных гигантов отличается крайней неоднородностью.
Свет рассказывает о составе звезд
Глава 3 Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд
Глава 3 Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны Н I и зоны Н II, кинетическая температура которых различается
Глава 8 Ядерные источники энергии излучения звезд
Глава 12 Эволюция звезд
Глава 12 Эволюция звезд Как уже подчеркивалось в § 6, подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия — обстоятельство, которым мы
Глава 14 Эволюция звезд в тесных двойных системах
Глава 14 Эволюция звезд в тесных двойных системах В предыдущем параграфе довольно подробно рассматривалась эволюция звезд. Необходимо, однако, сделать важную оговорку: речь шла об эволюции одиночных, изолированных звезд. Как же будет протекать эволюция звезд, образующих
Глава 20 Пульсары и туманности — остатки вспышек сверхновых звезд
Глава 20 Пульсары и туманности — остатки вспышек сверхновых звезд Собственно говоря, вывод о том, что пульсары — это быстро вращающиеся нейтронные звезды, отнюдь не явился неожиданностью. Можно сказать, что его подготовило все развитие астрофизики за предшествующее
4.6. Измерение расстояния до двойных звезд
4.6. Измерение расстояния до двойных звезд Однако закон сложения скорости света со скоростью источника, доказанный наблюдениями О. Рёмера, в двойных звездах проявляется изменением блеска звезды S. Переменная скорость движения звезды относительно Земли приводит к
ГЛАВА 17. ВАКАНТНОЕ МЕСТО ТОП–МОДЕЛИ
ГЛАВА 17. ВАКАНТНОЕ МЕСТО ТОП–МОДЕЛИ В январе 2010 г. мои коллеги собрались в Южной Калифорнии на конференцию, чтобы обсудить проблемы физики элементарных частиц и поиск скрытой массы в эпоху БАКа. Организатор конференции Мария Спиропулу — ученый–экспериментатор на CMS и
Чем крупнее телескопы, тем больше расстояния до звезд
Чем крупнее телескопы, тем больше расстояния до звезд В 1920 году перед астрономией все еще стояли две огромные задачи: определение размера Млечного Пути и природы туманностей. Главный вклад в их решение внесли Джордж Хейл (рис. 6.4) и Генриетта Суон Ливитт (рис. 6.5),
1. Солнце — мерило звезд
1. Солнце — мерило звезд Звезды — солнца. Солнце — звезда. Солнце огромно. А звезды? Как мерить звезды? Какие гири брать для взвешивания, какие мерки для измерения диаметров? Не подойдет ли для этой цели само Солнце — звезда, о которой мы знаем больше, чем обо всех светилах
12. Сколько звезд я могу увидеть?
12. Сколько звезд я могу увидеть? Это зависит от обстоятельств. Кристально-чистой безлунной ночью далеко от городских огней можно наблюдать несколько тысяч звезд невооруженным глазом.В большом городе можно увидеть только самые яркие звезды. Те, что слабее, оказываются
125. Как астрономы избавляются от мерцания звезд?
125. Как астрономы избавляются от мерцания звезд? Чтобы увидеть звезды, вам потребуется безоблачная ночь. Но даже кристально чистое небо несовершенно. Турбулентность атмосферы Земли ухудшает видимость.Звездный свет проходит через движущиеся воздушные пузырьки с
Расстояния до ближайших звезд
Расстояния до ближайших звезд Ближайшая (не считая Солнца) звезда, в системе которой может найтись планета, пригодная для жизни, – это тау Кита. Она находится в 11,9 светового года от Земли; то есть, путешествуя со скоростью света, до нее можно будет добраться
Все звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением даже в самые мощные телескопы они видны как точки. Лишь не так давно для некоторых очень крупных звёзд удалось получить изображения их дисков. На этом уроке мы с вами научимся определять размеры звёзд и плотность вещества, из которого они состоят. А также рассмотрим модели внутреннего строения звёзд различных классов.
В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам
Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобретя в каталоге.
Получите невероятные возможности
Конспект урока "Размеры и модели звёзд"
Обнаружение физических двойных звёзд, то есть систем близко расположенных в пространстве звёзд, связанных силами тяготения и обращающихся около общего центра масс, позволило оценить их массы, используя третий обобщённый закон Кеплера.
Однако оставался нерешённым вопрос об определении размеров звёзд. Дело в том, что все звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением даже в самые мощные телескопы они видны как точки. Лишь не так давно для некоторых очень крупных звёзд удалось получить изображения их дисков. На некоторых фотографиях иногда удаётся рассмотреть и пятна.
Для близких звёзд определить их линейный радиус можно по известным угловому радиусу и расстоянию до неё (или её годичному параллаксу):
Но в большинстве случаев линейные радиусы звёзд принято выражать в радиусах Солнца. Если учесть, что 1 а. е. в радиусах Солнца равна 149,6 · 10 6 км : 0,696 · 10 6 км = 215, то получим формулу для определения линейных радиусов звёзд в радиусах Солнца:
Для примера давайте с вами определим размер ε Ориона, если её угловой диаметр равен 0,00072'', а годичный параллакс —0,0024''.
Мы рассмотрели самый простой способ определения размеров звёзд. Но в большинстве случаев радиусы далёких звёзд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды определяется по той же формуле, по которой можно найти светимость нашего Солнца:
Разделим первое уравнение на второе:
Теперь примем, что радиус Солнца и его светимость равны единице, и перепишем предыдущее уравнение с учётом этих условий:
Из полученного соотношения легко выразить линейный радиус звезды в линейных радиусах Солнца:
Давайте для примера рассчитаем радиус одной из самых больших из известных звёзд, если температура её фотосферы составляет порядка 3500 К, а светимость в 270 000 раз больше светимости. Солнца. Для простоты расчётов примем, что температура фотосферы Солнца равна 6000 К.
Чтобы понять, насколько она огромна, представьте, что если её разместить в центре Солнечной системы, то она закроет орбиту Сатурна. Свету, чтобы облететь один раз вокруг звезды, потребовалось бы около 8 часов. А сверхзвуковому самолёту при скорости в 4500 км/ч на это понадобилось бы около 220 лет.
Есть во Вселенной и маленькие звёзды. Так, размеры белых карликов сравнимы с размерами нашей планеты. А радиусы нейтронных звёзд достигают всего нескольких десятков километров. Например, у нейтронной звезды PSR J1614-2230, обнаруженной в 2006 году, радиус составляет всего 13 километров.
Но её масса в 1,97 раза больше массы Солнца. Давайте оценим плотность вещества этой звезды. Для простоты расчётов будем считать, что масса Солнца равна 2 ∙ 10 30 килограммам.
Для сравнения средняя плотность вещества в тяжёлых атомных ядрах составляет около 2,8 ∙ 10 17 кг/м 3 .
Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться. Так, например, средняя плотность нашего гипергиганта из предыдущей задачи составляет всего около 10 –5 кг/м 3 , то есть она примерно в 100 000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях.
В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все они имеют примерно одинаковый химический состав.
Итак, взглянем на диаграмму спектр — светимости. Как мы помним, в верхней части главной последовательности располагаются горячие массивные звёзды. Возьмём, к примеру, звезду, масса которой примерно в 10 раз больше массы Солнца, а светимость превышает солнечную в 3000 раз.
Расчёты показывают, что в центре такой звезды располагается конвективное ядро, размером примерно в 0,2 радиуса звезды. Оставшуюся же часть звезды занимает лучистая оболочка, где перенос энергии осуществляется посредством излучения. Такая звезда примерно на 90 % состоит из водорода и на 9 % из гелия. Согласитесь, что такая звезда устроена достаточно просто. А основным источником её энергии является углеродный цикл, в котором происходит превращение водорода в гелий под действием трёх катализаторов: углерода, азота и кислорода.
Посмотрим теперь, что представляют собой звезды, расположенные на нижней части главной последовательности.
Ну, во-первых, у этих звёзд нет конвективного ядра, но есть внешняя конвективная зона. Она начинается на расстоянии примерно в 0,65 полного радиуса звезды и продолжается практически до самой её поверхности. Источником энергии таких звёзд является известный нам протон-протонный цикл.
Переместимся в верхний правый угол диаграммы. Как мы помним, здесь располагаются очень массивные звёзды. Для примера рассмотрим гиганта, радиус которого примерно в 20 раз больше радиуса Солнца. Пусть масса гиганта лишь слегка превышает массу Солнца (1,3М⨀), а его светимость будет больше светимости Солнца в 230 раз.
При расчётах структуры такой звезды выяснилась удивительная вещь: в центре звезды нет водорода, он весь выгорел. Там находится маленькое ядро (0,001R), почти целиком состоящее из гелия. Как следствие, в ядре таких звёзд термоядерные реакции не идут, а его температура остаётся постоянной. Поэтому ядро называется изотермическим. Его окружает тонкий энерговыделяющий слой, в котором происходят термоядерные реакции углеродного цикла. Далее идёт слой, в котором энергия переносится излучением. Его толщина составляет примерно 1/5 радиуса звезды. А далее идут наружные слои гиганта, охваченные бурной конвекцией. Эти слои содержат около 70 % массы всей звезды. Но тогда мы приходим к удивительному выводу: маленькое ядро гиганта весит почти одну третью его часть. А чайная ложка вещества ядра весит почти тонну.
Возникает закономерный вопрос: неужели вещество ядра красного гиганта можно считать газом?
Это приводит к тому, что средняя плотность вещества белых карликов (10 5 —10 9 г/см³), что почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности. Но что же это такое? Быть может, вещество белых карликов — это жидкость или твёрдое тело?
Нет. Плотность жидкости или твёрдого тела не может превышать 20 г/см 3 . При такой плотности атомы вещества уже предельно тесно расположены друг к другу. Из этого следует, что внутри белого карлика нет атомов! А вещество представляет собой очень плотный ионизированный газ, состоящий из атомных ядер и отдельных электронов. Такой газ называется вырожденным электронным газом. Его давление определяется только плотностью и не зависит от температуры. Снаружи белый карлик покрыт тонкой оболочкой идеального газа.
На одном из прошлых уроков мы с вами говорили о том, что в 1995 году были открыты коричневые карлики, являющиеся промежуточным звеном между звёздами и планетами. Они обладают слишком малой массой, что не обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерных реакций в его недрах. Про них говорят, что они ещё не звёзды, но уже и не планеты.
Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики. Но о них мы с вами поговорим в одном из следующих уроков.
Читайте также: