Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд ответ кратко
Обновлено: 08.07.2024
Свидетельство и скидка на обучение каждому участнику
Зарегистрироваться 15–17 марта 2022 г.
Предмет: Астрономия.
Класс: 10 -11
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса. Тестовый тематический контроль может проводиться письменно или по группам с разным уровнем подготовки. Подобная проверка достаточно объективна, экономна по времени, обеспечивает индивидуальный подход. Кроме того, учащиеся могут использовать тесты для подготовки к зачетам и ВПР. Использование предлагаемой работы не исключает применения и других форм и методов проверки знаний и умений учащихся, как устный опрос, подготовка проектных работ, рефератов, эссе и т.д.
Вариант I :
1. Что такое звездная эволюция?
А. Это гравитационное сжатие газопылевого облака.
Б. Реакции ядерного синтеза в центре звезды (водород превращается в гелий).
В. Изменения, которые происходят со звездами по мере их старения, - циклы жизни звезд.
2. Подберите три основных этапа рождения звезды.
1). Гравитационное сжатие газопылевого облака.
2). Сильнейший взрыв.
3). Увеличение внутренней температуры и давления.
4). Ядерный синтез.
5). Устойчивое свечение за счет превращения водорода в гелий.
3. Какая характеристика звезды определяет продолжительность времени ее эволюции в случае сходного химического состава?
4. Что такое черная дыра?
А. Это огромное вращающееся, сжимающееся газообразное облако, образующееся внутри существующих в космосе облаков газа (в основном водорода) и пыли.
Б. Звезда сверхплотной массы, возникшая в результате гравитационного коллапса; ее не может покинуть ни свет, ни вещество, ни сигнал любого типа.
В. Маленькая плотная (умирающая) звезда низкой светимости с высокой поверхностной температурой, типичный размер ее равен размеру Земли, а масса равна солнечной.
5. Какие две характеристики пульсирующих звезд периодически меняются?
А. Размер и светимость.
Б. Светимость и давление.
В. температура и давление.
6. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд?
А. Изменением размеров звезды при пульсации и ее температуры.
Б. Затмением одной звезды другой.
В. Изменением размеров звезды.
7. Чем объясняется изменение яркости цефеид?
А. Периодическим изменением массы звезды и ее температуры.
Б. Периодическим изменением цвета звезды и ее температуры.
В. Периодическим изменением размеров звезды и ее температуры.
8. Чем можно объяснить изменение яркости новых звезд?
А. Главным образом изменением массы звезды.
Б. Главным образом изменением размеров звезды.
В. Главным образом изменением плотности звезды.
9. От чего зависит цвет звезды?
А. Цвет зависит от состава вещества, от температуры и светимости.
Б. Цвет зависит от светимости звезды.
В. Цвет зависит от температуры ее фотосферы.
10. Со звезды Капелла большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом 0,07". Годичный параллакс звезды Процион 0,28" . Какая из этих звезд дальше от нас и во сколько раз?
Вариант II :
1. Рождаются ли сегодня новые звезды?
А. Да. Сильное гравитационное притяжение черной дыры приводит к рождению новых звезд.
Б. Нет. Для рождения новых звезд большой взрыв.
В. Да. В газопылевых облаках, таких, как Туманность Ориона.
2. Каков источник энергии, дающий возможность светить звездам главной последовательности?
А. Реакции ядерного синтеза, в которых водород превращается в гелий.
В. Гравитационное сжатие газопылевого облака.
3. Подберите описание к основным стадиям эволюции очень массивных звезд.
1) образование элементов до звезд;
2) гравитационное сжатие туманности;
3) устойчивое свечение за счет превращения водорода в гелий.
а) протозвезда
б) главная последовательность
4. Что такое белый карлик?
А. Это огромное вращающееся, сжимающееся газообразное облако, образующееся внутри существующих в космосе облаков газа (в основном водорода) и пыли.
Б. Маленькая плотная (умирающая) звезда низкой светимости с высокой поверхностной температурой, типичный размер ее равен размеру Земли, а масса равна солнечной.
В. Звезда сверхплотной массы, возникшая в результате гравитационного коллапса; ее не может покинуть ни свет, ни вещество, ни сигнал любого типа.
5. Когда звезда главной последовательности начинает превращаться в красного гиганта?
А. Когда все имеющееся в ядре водородное топливо превратится в водород.
Б. Когда все имеющееся в ядре водородное топливо превратится в углерод.
В. Когда все имеющееся в ядре водородное топливо превратится в гелий.
6. От чего зависит светимость звезды?
А. От массы, давления и температуры звезды.
Б. От температуры и цвета звезды.
В. От температуры и размеров звезды.
7. Что остается на месте вспышки сверхновой звезды?
А. Нейтронная звезда (пульсар) и туманность.
В. Красный гигант.
8. От чего зависит форма кривой изменения видимой яркости затменно-двойной звезды?
А. От массы, давления и температуры звезды.
Б. От формы, размеров и ориентации как самих компонентов, так и их орбит.
В. От формы и размеров орбит.
9. Какие характеристики звезд можно определить, исследуя двойные звезды?
А. Массу, а в случае если звезда является затменной, то и размеры.
Б. Температуру, размеры и светимость.
В. Температуру и светимость.
10. На каком расстоянии от центра галактики находится сверхновая звезда. Если ее угловое расстояние от центра галактики 3', а от нас она удалена на 10 7 пк?
Ответы:
Вариант I : 1 – В; 2 – В;3 – В; 4 - Б; 5 – А; 6 – Б; 7 – В; 8 – Б; 9 – В.
Вариант II :1 – В; 2 – А; 3 – А; 4- Б; 5 – В; 6 – В; 7 – А; 8 – Б; 9 – А.
Вариант I :
Задача №10: Капелла в 4 раза дальше Проциона, так как ρ1/ρ2 = 0,07"/ 0,28" = ¼
Вариант II :
Задача №10: r = D · ρ / 206265"; r = 10 7 пк · 3 · 60" /( 2·10 5 )" = 9 · 10 3 пк.
1. Малахова И.М.: Дидактический материал по астрономии: Пособие для учителя, / И. М. Малахова, Е.К. Страут, - М.: Просвещение, 1989.- 96 с.
3. Моше Д.: Астрономия: Кн. для учащихся. Пер. с англ. / Под ред. А.А. Гурштейна./ Д. Моше – М.: Просвещение, 1985. – 255 с.
Откровенно говоря, двойные звезды это то же самое, что двойные звездные системы. То есть они представляют собой системы, которые состоят из двух светил, которые связаны между собой силами гравитации. Также обязательным условием является их движение по замкнутым орбитам вокруг одного, общего центра масс.
На самом деле, таких астрономических объектов множество во Вселенной. Между прочим, в Млечном Пути примерно половина всех светил это двойные системы звезд.
Двойная звезда Сириус
Как классифицируют двойные звезды
Разумеется, они могут быть разными по составляющим компонентам. По определению, новые и сверхновые звёзды могут быть, причем чаще всего так и есть, бинарными системами. К тому же, если пару образуют красный гигант и белый карлик, то они называются симбиотическими двойными.
Также, например, бывают рентгеновские парные светила, где один небольшой элемент взаимодействует с нейтронным звёздным телом или чёрной дырой.
В основном же, парные звёздные структуры делятся по двум параметрам. Во-первых, по их физическим свойствам. Во-вторых, по способу наблюдения.
Рентгеновская двойная система v404 Лебедя
Физическая классификация
Итак, по этой характеристике выделяют два класса:
- Разделённые системы, где между компонентами не может происходить обмен масс. То есть они притягиваются, но не передают друг к другу вещество.
- Тесные системы, наоборот, содержат светила, между которыми на протяжении всего взаимодействия (и в прошлом, и в будущем) осуществляется обмен массами.
В свою очередь, тесные структуры могут быть:
- Полуразделёнными, где только один компонент получает вещество;
- Контактными, где оба компонента передают и получают вещество.
По наблюдению
Собственно говоря, существует несколько основных групп:
Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд
Конечно же, изменение блеска зависит от множества причин. Стоит отметить, что не только физические характеристики влияют на яркость. Но и расстояние до тела, и промежуток между его компонентами, и движение, и окружающие объекты и др. Что видно, из существования различных классов и видов бинарных систем.
Каким способом можно определить массу двойной звезды
Как оказалось, измерение параметров двойных звезд имеет важное значение. Например, если определить период обращения и расстояние между звёздными телами, то можно вычислить массы компонентов, образующих систему. Такой способ применяют в астрофизике для расчёта массивности.
Вдобавок, есть такие парные структуры, которые включают в себя не обычные светила. А, например, нейтронные или даже чёрные дыры. Что вызывает особый интерес у астрономов. В частности, такая наука, как астрофизика, занимается изучением и исследованием подобных моделей.
Открытие
Несмотря на то, что гипотеза о существовании двойственных светил была выдвинута в 17 веке, двойные звезды открыли только в 18 веке. Уильям Гершель наблюдал за ними практически 25 лет и составил свой каталог с описанием 700 объектов.
Со временем по всему космическому пространству обнаружили множество таких систем.
Фри́дрих Вильге́льм Ге́ршель
Для примера, самыми популярными двойными звездами являются Мицар и Алькор. По правде говоря, их исследование продолжается до сих пор.
Что интересно, некоторые (не знаю почему) считают, что двойные и кратные звезды это одно и тоже. Наверное, лучше прояснить этот момент. Какие звезды называют двойными уже, надеюсь, понятно. А вот что такое кратные пока нет. Если система объединяет более двух светил, то она кратная. Проще говоря, в ней может быть три, четыре и более компонента. Причем все они связаны гравитационными силами и движутся вокруг общего центра масс.
Итак, мы разобрались с тем, что такое двойные и кратные звезды и какие они бывают.
Венгерские астрономы наблюдали двойную звезду, еще не вышедшую на главную последовательность, под названием DQ Tau, используя несколько космических и наземных обсерваторий. В результате наблюдений удалось обнаружить большое число эпизодов изменений яркости, указывающих на различные явления, включая высокоэнергетические солнечные вспышки.
Исследования показывают, что яркость звезд до главной последовательности тесно связана с их космическими окрестностями, влияние которых обусловливает большое разнообразие событий изменений яркости в широком диапазоне длин волн и временных масштабов. Например, переменность может быть связана со звездными вспышками, переменным характером аккреции, а также с изменением режима вращения по причине наличия горячих или холодных солнечных пятен.
Расположенная на расстоянии около 640 световых лет от нас, система DQ Tau представляет собой спектроскопическую двойную звезду до главной последовательности, состоящую из двух почти идентичных звезд массами примерно по 0,6 массы Солнца каждая. Орбитальный период этой системы составляет примерно 15,8 суток, а расстояние между компонентами – около 0,13 астрономической единицы (1 а.е. равна среднему расстоянию от Земли до Солнца).
В частности, полученные данные показали три солнечных пятна с температурой на 400 Кельвинов ниже средней температуры фотосферы (видимой поверхности звезды), общая площадь которых составляет примерно 50 процентов от площади диска. Период появления этих пятен составляет около 3,017 суток, что согласуется с периодом вращения звезды.
Кроме того, астрономы выявили около 40 коротких событий увеличения яркости, которые согласуются по характеру со вспышками на отдельной звезде.
Более долгосрочные изменения яркости двойной звезды DQ Tau происходили вблизи перицентра орбиты системы и очевидно были связаны с неравномерностью аккреции материала, который звезды увлекали за собой из окружающего их общего околозвездного диска, проходя через апоцентр орбиты, отметили Коспал и ее коллеги.
§ 23. М ассы и размеры звёзд
1. Двойные звёзды. Определение массы звёзд
С реди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. Если же в результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то они называются физическими двойными звёздами .
Первым, кто доказал, что такие звёзды действительно существуют, был известный английский астроном Вильям Гершель (1738—1822). Множество двойных звёзд открыл и исследовал В. Я. Струве. В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звёзд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными . В настоящее время считается, что большинство звёзд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то это визуально-двойная звезда. Если же об этом можно судить только по спектру, то это спектрально-двойная звезда.
У двойных звёзд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких сотен или даже тысяч лет. Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звёзд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.
Несмотря на многочисленность двойных звёзд, достаточно надёжно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:
= ,
где m 1 и m 2 — массы компонентов звёздной пары; M 1 и M 2 — массы Солнца и Земли; T 1 — период обращения звёзд; T 2 — период обращения Земли; A — большая полуось орбиты двойной звезды; a — большая полуось земной орбиты. Выражая период обращения в двойной системе T в годах (периодах обращения Земли), большую полуось орбиты A в а. е. (расстояниях между Солнцем и Землёй), получаем суммарную массу системы в массах Солнца:
m 1 + m 2 = A 3 : .
Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния A 1 и A 2 ( A = A 1 + A 2 ) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:
m 1 : m 2 = A 2 : A 1 .
Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.
У спектрально-двойных звёзд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера Напомним, что, согласно этому эффекту, при увеличении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны принимаемого излучения увеличивается, поэтому спектральные линии смещаются к красному концу спектра. При уменьшении расстояния длина волны уменьшается, а линии смещаются к фиолетовому концу спектра. . Оно меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яркости и спектры звёзд, составляющих пару, сходны, то в спектре наблюдается периодическое раздвоение линий (рис. 5.16, а ). Пусть компоненты A и B занимают положения A 2 или B 2 , когда один движется по направлению к наблюдателю, а другой — от него. Спектральные линии приближающейся звезды сместятся к фиолетовому концу спектра, а удаляющейся — к красному. Линии в спектре будут раздвоены. В положениях A 1 и B 1 оба компонента движутся перпендикулярно лучу зрения, и раздвоения линий не наблюдается. Если одна из звёзд настолько слаба, что её линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды (рис. 5.16, б ).
Рис. 5.16. Раздвоение линий в спектре двойной звезды
Рис. 5.17. Схема затмений и кривая блеска Алголя
В настоящее время известно более 5 тыс. затменно-двойных звёзд. Их изучение позволяет определить не только характеристики орбиты, но также получить некоторые сведения о самих звёздах. Продолжительность затмения даёт возможность судить о размерах звезды. Рекордсменом здесь является ε Возничего, в системе которой при периоде 27 лет затмение продолжается 2 года. Когда во время затмения свет одной звезды проходит через атмосферу другой, можно детально исследовать строение и состав этой атмосферы. Форма кривой блеска некоторых звёзд свидетельствует о том, что их форма существенно отличается от сферической (рис. 5.18). Близкое расположение компонентов приводит к тому, что газы из атмосферы одной звезды перетекают на другую. Иногда эти процессы принимают катастрофический характер, и наблюдается вспышка новой звезды .
Рис. 5.18. Кривая блеска несферической двойной звезды
Определение масс звёзд на основе исследований двойных звёзд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.
Методы изучения спектрально-двойных и затменно-переменных звёзд в настоящее время используются также для поиска планет, обращающихся вокруг других звёзд (экзопланет). К концу 2009 г. было подтверждено открытие около 400 экзопланет, которые составили 340 планетных систем. В их числе было 42 системы, содержавшие не менее двух планет, а одна — не менее 5. Большинство этих планет оказались газовыми гигантами типа Юпитера и Сатурна.
2. Размеры звёзд. Плотность их вещества
Рис. 5.19. Пятна на диске Бетельгейзе
К сожалению, звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна (рис. 5.19).
В большинстве случаев размеры звёзд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:
L = 4 π R 2 σ T 4 .
Отношение светимостей звезды и Солнца будет равно:
= .
Приняв, что R ☉ = 1 и L ☉ = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца):
R = .
Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звёзд, расстояния до которых невелики.
Рис. 5.20. Солнце в сравнении с гигантами и сверхгигантами
Рис. 5.21. Размеры звёзд-карликов
Звёзды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру (рис. 5.20). Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звёздами являются белые карлики, диаметр которых составляет несколько тысяч километров (рис. 5.21).
Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10 –3 кг/м 3 , что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 10 9 кг/м 3 .
В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).
Рис. 5.22. Внутреннее строение звёзд различных классов
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 .
П РимеР РешениЯ задаЧи
1. Период обращения двойной звезды 100 лет. Большая полуось видимой орбиты a = 2,0 ʺ , а параллакс p = 0,05 ʺ . Определите сумму масс и массы звёзд в отдельности, если они отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1 : 4.
=
Так как A 1 : A 2 = m 2 : m 1 , то = и m 1 = 4 m 2 .
По третьему закону Кеплера
m 1 + m 2 = A 3 : T 2 или 4 m 2 + m 2 = A 3 : T 2 ,
т. е. 5 m 2 = A 3 : T 2 .
A = ,
A = = 40 а. е.;
m 2 = = 1,28; m 1 = 4 • 1,28 = 5,12.
Ответ : m 1 = 5,12 массы Солнца, m 2 = 1,28 массы Солнца.
2. Во сколько раз Арктур больше Солнца, если светимость Арктура равна 100, а температура 4500 К?
= • = 10 • = 18.
— ?
Ответ : радиус Арктура больше радиуса Солнца в 18 раз.
В опросы 1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звёзд? 2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звёзд-сверхгигантов и карликов? 3. Каковы размеры самых маленьких звёзд?
У пражнение 19 1. Определите сумму масс двойной звезды Капелла, если большая полуось её орбиты равна 0,85 а. е., а период обращения 0,285 года. 2. Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца, если его параллакс равен 0,003 ʺ , а видимая звёздная величина 0,34? 3. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше массы Солнца?
Читайте также: