Тема: "Физическая природа звезд".

Урок 7/24 подробно    презентация 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=40000K   В0=25000К   А0=11000К   F0=7600K   G0=6000   K0=5120K   M0=3600K голубой О cр.30000K   ­ ­ ­        белый      В ср.15000K ­ ­ ­   А ср.8500K   ­ ­ ­        желтый       оранжевый   красный ­ ­ ­   ­ ­ ­   G ср.5500К ­ ­ ­   M ср.2800К K ср.4100К F ср.6600К 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. 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:   Ориона­ Бетельгейзе 3декабря  α 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  ρ ρ α =6,4*10 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 Нормальные гиганты 10–100 до 50 > 100 > 10 0,00001 0,0001 > 1000 > 100 Субгиганты до 10 до 10 0,001 до 100 105 106 107 107–108 108–109   <0,000001 0,001 0,01  0,1 ­ 1 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.