Элементы астрономии на уроках физики

Комитет по делам образования города Челябинска

МУНИЦИПАЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ «ГИМНАЗИЯ № 10 г. ЧЕЛЯБИНСКА»

Проектная работа

«Особенности затменно-переменных звезд»

Тип проекта: творческий

Выполнила:

Игнатова

Яна Алексеевна,

ученица 9–а класса

Руководитель проекта: Петрякова

Лариса Леонидовна

Челябинск, 2024г.

Содержание

Введение                                                                                         3

Основная часть                                                                               4

I. Теоретическая часть                                                                    4

I.1. История открытия переменных звёзд                                      4

I.2. Классификация переменных звёзд                                           7

I.3. Сведения и история затменно-переменных звезд                    10

II.1. Подготовка информации для создания плаката                      14

II.2. Создание плаката                                                                    14

Заключение                                                                                    16

Список источников                                                                        17

Приложения                                                                                   18

Введение

Актуальность выбранной темы

Еще с начальной школы я интересуюсь таким предметом, как астрономия. Затменно-переменные звезды играют важную роль в астрономических исследованиях, так как их изменчивость может предоставить уникальные данные о физических свойствах звезд и их окружающей среды. Тема затменно-переменных звезд актуальна из-за своего потенциального влияния на наше понимание космоса.

Цель: Повторить понятие звезд и их основные характеристики, расширение знаний о звездном развитии, эволюции космических объектов и их взаимодействии с окружающей средой для создания обучающего плаката, предназначенного для уроков физики и астрономии в старших класса.

Задачи:

1.     Изучить общие сведения о переменных звездах.

2.     Узнать историю открытие переменных звезд.

3. Подробно изучить затменно-переменные звезды.

4. Узнать о способах наблюдения переменных звезд.

5. Освоить программу Adobe Photoshop.

6. Определиться с оформлением плакаты и структурировать текст.

7. Создать итоговый плакат в Adobe Photoshop.

Продукт проекта: плакат

Основная часть

I. Теоретическая часть

I.1. Общие сведения о переменных звёздах

У звезд, как и у Солнца, в процессе эволюции постепенно меняются физические характеристики, в том числе и блеск. Однако эволюционные изменения происходят настолько медленно, что непосредственно заметить их невозможно. Вместе с тем существуют звезды, которые по тем или иным причинам изменяют свой блеск достаточно быстро. Они называются переменными звездами. Их изучение приносит ценнейшую информацию о свойствах звезд. [1]

Переменные звезды – это звезды, блеск которых изменяется со временем в результате происходящих в их районе физических процессов. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники.

Открытие изменяемости обычной картины звездного неба составило крупный этап в развитии астрономии. Около 130 г. до н. э.
живший на острове Родос греческий ученый Гиппарх обнаружил на небе новую звезду, которую раньше никто не видел. Такое чрезвычайно интересное событие заставило его произвести работу колоссальной важности - им было предпринято составление первого списка звёзд. Такие списки звёзд в настоящее время принято называть звёздными каталогами. Замысел Гиппарха состоял в переписи по возможности всех видимых в его
стране звёзд и в определении их положений на небе.
Произведя такую перепись, мы всегда сможем, в случае
появления ещё одной новой звезды, ответить на вопрос о том, действительно ли данная звезда «новая» или же это
звёздочка, зарегистрированная в каталоге, как слабая
и только усилившая свой блеск. Гиппарку пришлось разрабатывать способы составления звёздного каталога, пришлось поставить вопрос о том, как определить положение звезды на небе.

Гиппарх справился со своей задачей. Кроме координат, характеризующих положение звёзд на небе, Гиппарх впервые ввёл и количественную характеристику видимого блеска звезды. Это он разделил их на звёзды от 1-й до 6-й величины, чем было впервые введено удержавшееся до настоящего времени и оказавшееся очень удобным и естественным понятие звёздной величины.

Со времен Гиппарха до семнадцатого столетия на небе было зарегистрировано около пятнадцати случаев появления новых звезд. Среди них наибольший интерес представляет новая звезда 1054 г. По свидетельству многих европейских, китайских и японских летописей и хроник эта звезда в созвездии Тельца была видна более года, причем первые три недели была столь яркой, что ее можно было видеть днем. В 1572 г. В созвездии Кассиопеи опять появилась необычная по своему блеску новая звезда. Во время своего наибольшего(максимального) блеска звезда превосходила самое яркое звездоподобное светило на небе – планету Венеру. По истечении 17 месяцев звезда стала невидимой для невооруженного глаза (Приложение I).

В 1604 г. свидетелями очередного появления новой звезды были современники творца планетной астрономии Кеплера. На этот раз местом появления новой было созвездие Змееносца. Кеплер описал это событие в специальном сочинении. Звезда скрылась для невооруженного глаза также через 17 месяцев после ее обнаружения. Всего через три года после этого был изобретён телескоп, однако, было уже слишком поздно для того, чтобы можно было проследить за звездой, потерянной для невооружённого глаза.

За несколько лет до появления новой звезды 1604 г. - утром 13 августа 1596 г. Давид Фабрициус, которого Кеплер считал лучшим наблюдателем после Тихо Браге, занимался наблюдениями Меркурия во время его утренней видимости. Он измерил его расстояние от звезды 3-й величины в созвездии Кита. Эту звезду он раньше не видел, нашел ее на своем небесном глобусе и тщетно искал в звездных каталогах того времени. Он стал за ней следить и заметил, что ее блеск к концу августа возрос до 2-й величины. Продолжая за ней следить, он обнаружил, что блеск звезды в сентябре стал быстро уменьшаться, а в середине октября звезда исчезла. Фабрициус причислил эту звезду к новым звездам. Он снова видел ее 15 февраля 1609г., но не догадался заняться специальными наблюдениями. Лишь в ноябре 1639 г. Хольварда объявил, что эта звезда есть переменная звезда, то появляющаяся, то скрывающаяся для невооруженного глаза (Приложение II).

Наблюдения 20-летнего Хольварды и его вывод обратили на себя внимание, и лишь тогда вспомнили о звезде Фабрициуса. В 1603 г. вышел в свет звёздный атлас Байера, где впервые наиболее яркие звёзды были обозначены буквами греческого алфавита, что удержалось и до настоящего времени. Оказалось, что эта звезда занесена в него как звезда 4-й величины и обозначена греческой буквой «О» (омикрон). Тем более непонятно, как мог Фабрициус, наблюдая эту звезду в 1609 г., не отождествить её с «О» Кита на картах Байера, вышедших уже к тому времени
во всеобщее употребление.

После Хольварды её наблюдали в 1641-1648 г. Фуллениус и Юнге, а с 1659 по 1682 г. за ней следил известный наблюдатель того времени Гевелий.

Дальнейшие исследования принадлежат священнику Буйо (1605-1694). Он из своих наблюдений установил, что «О» Кита, получившая от Гевелия название «Дивной» или «Удивительной», является
звездой периодической, появляющейся и исчезающей. Причём для её периода он дал значение 11 месяцев, в точности совпадающее с её действительным периодом.

B течение последних 250 лет среди звёзд было обнаружено несколько тысяч звезд, напоминающих по характеру изменения блеска Дивную Кита. В большинстве случаев они даже в максимуме блеска не видны невооружённым глазом. Вообще же надо помнить, что колебания блеска звёзд этого типа столь велики, что их переменность легко заметить. Этим и объясняется почему в первую очередь среди ярких переменных звёзд открывались преимущественно звёзды типа Дивной Кита.

Изменения блеска звёзд типа Дивной Кита столь велики, что даже самые грубые наблюдения могут уже дать хорошую картину их переменности. В 1912 г. в США под руководством Гарвардской обсерватории была учреждена Американская ассоциация наблюдателей переменных звёзд, поставившая своей основной целью наблюдение звёзд типа Дивной Кита. В дальнейшем подобные ассоциации
возникли и в других странах. [2]

I.2.Классификация переменных звезд

Отличие переменных звезд от обычных заключается в изменении и колебаниях яркости, но помимо этого, такие светила отличаются между собой. В той или иной степени, все переменные звезды меняют свою светимость и блеск. Но главная разница состоит в причинах этих явлений. На этом, соответственно, основана их классификация.

Различные типы переменности звёзд можно отнести к одной из двух больших групп: к физической переменности или к геометрической. В первом случае у звезды меняется собственная светимость из-за каких-либо физических процессов, таких как пульсации или сброс оболочек, что приводит к изменениям блеска. Во втором случае видимый блеск меняется из-за внешних эффектов, например, из-за покрытий звёздами друг друга или вращения звезды, покрытой пятнами.

Физические переменные звёзды подразделяются на:

1. Пульсирующие звезды. Причиной их пульсаций является изменение объёма тела. Такие светила из-за неустойчивости между гравитацией и внутренним давлением то расширяются, то сжимаются. При этом фотосфера и размер излучающей поверхности светила увеличивается, что приводит к изменению температуры, цвета и блеска. Чаще всего подобные изменения носят периодический характер. Этот класс включает многие подтипы: долгопериодические цефеиды, медленные неправильные, тип Миры Кита, полуправильные, RR Лиры, RV Тельца, бета Цефея или Большого пса, дельта Щита, ZZ Кита, Магнитные α² Гончих псов (Приложение III).

2. Эруптивные звезды. К ним относят, в основном, светила с хотя бы одним зафиксированным изменением яркости или временами меняющие её. Прежде всего, природа таких колебаний связана с взрывами на поверхности, самих звёзд и в окружающей их среде. В отличие от других категорий переменных звёзд, не существует общего механизма, который вызывает изменения блеска у всех эруптивных переменных. К некоторым типам относятся: тип UV Кита, BY Дракона, неправильные переменные (Приложение IV).

3. Катаклизмические переменные. Изменение блеска таких переменных вызваны термоядерными взрывами на поверхности или внутри звёзд. К таким переменным также относят звёзды, у которых не обнаружено термоядерных взрывов, но наблюдаются похожие кривые блеска, либо они по некоторым параметрам похожи на другие катаклизмические переменные в минимуме блеска. Такие звёзды называют новоподобными, в противоположность взрывным, где термоядерные взрывы случаются. Большинство катаклизмических переменных, включая новоподобные, представляют собой тесные двойные системы, где присутствует белый карлик, на который перетекает вещество со второго компонента. К некоторым типам катаклизмических звезд относят разные типы сверхновых (Приложение V).

4. Рентгеновские двойные. Тесные двойные системы, излучающие в рентгеновском диапазоне, называются рентгеновскими двойными. Такие объекты проявляют переменность в оптическом диапазоне и составляют отдельную группу переменных звёзд. В рентгеновских двойных один из компонентов — компактный объект, вокруг которого образуется аккреционный диск из вещества со второй звезды. Вещество нагревается до очень высоких температур, что и создаёт рентгеновское излучение. Часть этого излучения попадает на вторую звезду и нагревает область на её поверхности, которая начинает светиться ярче в оптическом диапазоне, из-за чего и возникает оптическая переменность. Различные типы рентгеновских двойных, такие как поляры, барстеры и рентгеновские пульсары имеют переменность разного характера, её амплитуда может составлять несколько звёздных величин.

Среди геометрических переменных выделяют:

1. Вращающиеся переменные. Такие звезды имеют неравномерное распределение яркости на поверхности или эллиптическую форму, что может быть вызвано различными факторами, такими как наличие пятен на поверхности звезды. При вращении вокруг оси их видимый блеск с точки зрения наблюдателя изменяется. К некоторым типам вращающихся переменных относят: переменные типа BY Дракона, переменные типа Альфа Гончих псов, эллипсоидальные переменные.

2. Затменно-переменные звезды. В затменных двойных системах периодически происходит покрытие звёздами друг друга, что приводит к снижению блеска системы на время покрытия, также к этому классу относят звёзды, у которых наблюдается прохождение экзопланет по их диску. Для этого необходимо, чтобы наблюдатель находился достаточно близко к плоскости орбиты системы. Затменные двойные могут классифицироваться не только по виду общей кривой блеска (функция изменения блеска астрономического объекта во времени), но также по физическим характеристикам компонент и по степени заполнения компонентами их полостей Роша (область вокруг звезды в двойной системе, границей которой служит эквипотенциальная поверхность, содержащая первую точку Лагранжа). Прохождение звёзд друг перед другом может чередоваться, тогда в кривой блеска будет два минимума разной глубины, но также вторичный минимум может отсутствовать. [3]

Именно об типе затменно-переменных звезд далее пойдет речь в работе.

I.3. Сведения и история затменно-переменных звезд

Первая затменно-переменная звезда Алголь (Бета Персея) была открыта в 1669 г. итальянским математиком и астрономом Монтанари. Рассказывают, что в его погибшем сочинении был список около сотни других переменных звёзд. Это заставляет смотреть на Монтанари, как на астронома, систематически занимавшегося поисками и наблюдениями переменных звёзд. В 1694 г. Маральди видел Алголя в большинстве случаев звездой 2-й величины, иногда же звездой 3-м и 4-й величин.   Впервые ее исследовал в конце XVIII в. английский любитель астрономии Джон Гудрайк. С 1782 по 1783 г. он видел звезду обычно одинаково яркой, но 11 раз за этот промежуток времени она была слабой. Он установил, что изменение блеска занимает всего около 9 часов, а остальные 2 дня 12 часов звезда светит постоянным блеском. Таким образом вырисовывалась картина изменения блеска Алголя. Звезда большую часть времени остаётся постоянной и лишь через строго определённые промежутки (период) слабеет до минимума, а затем снова возвращается к своему нормальному блеску.

В 1880 г. Пикеринг выступил с объяснением причин переменности Алголя, хотя аналогичные высказывания были сделаны и раньше, начиная с Гудрайка. Пикеринг предположил, что здесь мы имеем дело с двумя звёздами: одной - яркой и другой - тёмной, обращающимися одна около другой. При этом орбита расположена в пространстве так, что луч зрения земного наблюдателя находится в её плоскости. Изменение блеска начинается в тот момент, когда тёмный спутник начинает загораживать, затмевать яркую, главную звезду. Следовательно, блеск Алголя во время минимума - это блеск не затмившейся части поверхности звезды. По величине падения блеска и по продолжительности затмения можно рассчитать относительные размеры обеих звёзд. Таким образом, Пикеринг рассчитал, что явление минимумов Алголя объясняется затмением яркой звезды тёмным спутником, имеющим диаметр, равный 0,764 диаметра яркой звезды.

На кривой изменения разности звездных величин Алголя и звезды сравнения постоянного блеска по точным фотоэлектрическим наблюдениям. Видны два ослабления блеска: глубокий первичный минимум - главное затмение и небольшое ослабление блеска — вторичный минимум; в последнем случае более яркая компонента затмевает более слабую. Эти явления повторяются через 2,8674 суток (что соответствует 2 суткам 20 часам и 49 минутам). Заметим, что у Алголя сразу же после достижения наименышего блеска начинается его подъем. Это означает, что происходит частное затмение. Если же происходит полное затмение, то в середине минимума наблюдается полная фаза, и блеск в течение некоторого промежутка времени сохраняет свое наименьшее значение (Приложение VI).

На первый взгляд кажется, что вне затмения блеск системы должен оставаться постоянным: ведь в это время до нас доходит свет от обеих компонент. Однако это не совсем так. Обе компоненты близки друг к другу. Поэтому более слабая компонента (часто большая по размерам), освещаемая яркой компонентой, рассеивает падающее на нее излучение. Очевидно, что наибольшее количество рассеянного излучения будет направляться к земному наблюдателю, когда эта компонента расположена за яркой, т. е. вблизи вторичного затмения. 

К настоящему времени открыто и исследовано много сотен подобных затменных звезд. Они классифицируются как звезды типа Алголя. В 1784 г. Гудрайк открыл вторую затменную звезду - Бета Лиры. Она меняет блеск сравнительно медленно с периодом, равным 12 суткам 21 часу 56 минутам. В отличие от Алголя, она меняет блеск плавно (Приложение VII). Это объясняется близостью компонент друг к другу. Возникающие в системе приливные силы заставляют обе звезды вытянуться вдоль линии, соединяющей их центры. Компоненты уже не шаровые, а эллипсоидальные.

В 1903 г. была открыта затменная переменная звезда W Большой Медведицы, у которой период обращения немногим больше 8 часов (0,3336384 суток). За это время наблюдаются два минимума равной или почти равной глубины. Изучение кривой блеска такой звезды показывает, что компоненты почти равны по размерам и почти соприкасаются поверхностями,

Кроме звезд типа Алголя, В Лиры и W Большой Медведицы существуют еще очень редкие объекты, которые также относят к затменно-переменным звездам. Это эллипсоидальные звезды, которые вращаются вокруг оси. Изменение площади диска вызывает небольшие изменения блеска.

Известно, что период изменения блеска Алголя равен 2,86732 суток. Как можно было определить его с такой большой точностью? Для этого сравнивают между собой достаточно удаленные по времени моменты минимума блеска. Каждое определение момента минимума редко бывает точнее 1-2 минут, т. е. порядка 0,001. Но если разделить разность моментов минимума на количество протекших между ними периодов обращения, то точность определения среднего значения периода значительно повышается.

Причины наблюдающихся изменений периодов весьма разнообразны. Об одной из них уже было сказано: переменная звезда Бета Лиры увеличивает свой период из-за непрерывной потери вещества. Наблюдался случай внезапного увеличения периода W Большой Медведицы после сильной вспышки ее блеска, вызванной, по-видимому, извержением огромного протуберанца. Это реальные изменения периода, вызванные физическими причинами.

Однако могут происходить и кажущиеся изменения периода. Может оказаться, что затменная пара входит в состав тройной звездной системы. Обычно третья звезда находится на большом расстоянии от затменной пары. Тогда затменная пара описывает орбитальное движение вокруг ее центра масс, который, в свою очередь движется по орбите (конечно, с более длительным периодом обращения) вокруг общего центра масс тройной системы. Так, в частности, происходит в системе Алголя, который имеет третью компоненту. Она настолько удалена от затменной пары, что период ее орбитального движения равен 1,873 года. [1]

II. Практическая часть

II.1. Подготовка информации для создания плаката

Для создания плаката мне было необходимо:

1. Собрать всю необходимую информацию о затменно-переменных звездах, написанною в теоритической части, и выделить основные пункты, которые я нанесу на плакат. Мне необходимо было кратко рассказать общие сведения о том, что такое переменные звезды и их квалификацию. Далее я структурировала информацию только о затменно-переменных звездах: что такое затменные звезды, история их открытия, типы затменных звезд, интересные факты и возможность наблюдения таких звезд каждым из нас. 

2. Также для оформления мне необходимо было подобрать картинки. Они включали в себя снимки самых известных затменно-переменных звезд, схемы кривых блеска разных звезд, а также фото оборудования и нескольких астрономов.

3. Необходимо было обозначить заголовки и подзаголовки на плакате:

1. Основной заголовок – Особенности затменно-переменных звезд   

2. Подзаголовок – Что такое переменные звезды?

3. Подзаголовок – Квалификация переменных звезд

4. Подзаголовок – Что такое затменно-переменные звезды?

5. Подзаголовок – История затменных звезд

6. Подзаголовок – Подробнее о типах затменных звезд

7. Подзаголовок – А вы знали? (факты)

8. Подзаголовок – Возможность наблюдения

II.2. Создание плаката

Для оформления плаката я буду использовать компьютерную программу «Adobe PhotoShop».

Перед началом работы мне необходимо было освоить программу Photoshop. Я ознакомилась с основными функциями программы и созданием в ней различных проектов, опробовала возможности программы, научилась делать более сложные работы. Для этого я использовала различные видеоролики в интернете. [4]

Далее я преступила непосредственно к созданию работы. Часть фона я оставила белым, а часть сделала черной и поместила туда фото первой открытой затменно-переменной звезды – Алголь (Приложение VIII).

Я разбила текст на пункты и подпункты и занялась оформлением. В левом верхнем углу я прописала основные сведения о переменных звездах, ниже расписала про затменные переменные, а на черном фоне описывала самые известные затменные звезды и способы их наблюдения. Каждый заголовок я выделяла более крупным шрифтом, либо подчеркивала.

После работы с текстом я занялась оформлением с использованием изображений. Я разместила схемы кривых блеска звезд и фотографии этих звезд в космосе. Я долго осваивала Photoshop и подбирала нужный шрифт, формат холста. 

Итоговый плакат представляет из себя выполненную и напечатанную на А1 формате композицию, на которой изображены фото переменных звезд и собрана вся необходимая информация, с который может ознакомиться даже новичок в астрономии.

Заключение

Во время работы над проектом я изучила много новой и интересной информации по теме затменно-переменных звезд, а также создала плакат, который может помочь в изучении данной темы любителям астрономии. Цель работы достигнута. Работа в сфере астрономии – это занятие увлекательное и интересное, мне было очень полезно узнать что-то новое об этой науке. Во время работы над проектом я столкнулась со сложностью в поиске информации, ее было достаточно мало, также мне сложно было осваивать новую программу для создания плаката. Если бы я начала работу над проектом заново, то я бы попробовала связать работу с практикой наблюдения затменно-переменных звезд. Я не потеряла интереса к этой теме, наоборот, еще более уверена в том, что буду продолжать развиваться и узнавать что-то новое.

Таким образом, я изучила сведения и затменно-переменных звездах и смогла создать плакат, который в дальнейшем можно использовать на уроках физики и астрономии в старших классах, а также он сможет помочь в обучении каждому любителю астрономии.

Список источников

1.     В. П. Цесевич Переменные звезды и их наблюдение. – М.: Наука. Главная редакция физико-математический литературы, 1980. – 176 с.

2. П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин Переменные звезды и способы их наблюдения. – М.-Л.: ОНТИ-НКТП, 1937-1947. – 144 с.

3. Переменная звезда: квалификация. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: https://bigenc.ru/c/peremennye-zviozdy-600069

4. Дизайн постера в Adobe Photoshop. [Электронный ресурс]. – Режим доступа: https://vk.com/away.php?utf=1&to=https%3A%2F%2Fhelpx.adobe.com%2Fae_en%2Fphotoshop%2Fhow-to%2Fcreate-poster.html

Приложения

Приложение I

Кривая блеска новой 1572 г.

Приложение II

Кривая блеска Дивной Кита

Приложение III

Кривая блеска дельты Цефея, относящейся к классическим цефеидам

Приложение IV

Кривая блеска UV Кита — вспыхивающей звезды, в ультрафиолетовом диапазоне

Приложение V

Кривая блеска некоторых сверхновых

Приложение VI

Кривая блеска Алголя

Приложение VII

Кривая блеска бета Лиры

Приложение VII

Звезда Алголь

Скачано с www.znanio.ru