Тема занятия: Эволюция звезд. Происхождение Солнечной системы.

Тема занятия: Эволюция звезд. Происхождение Солнечной системы. Вид занятия ­  смешанный. Тип занятия комбинированный. Учебные цели занятия:   Формирование представления о строении Вселенной и месте  планеты Земля во Вселенной. Задачи занятия:  1.   Обучающая:  познакомить   обучающихся   с   космологией,   ввести   внесистемные единицы измерения, используемые в космологии, познакомить с возрастом и размерами Вселенной, ввести понятие галактики, познакомить с видами галактик, сформировать представление о скоплениях галактик, о видах звёздных скоплений, об образовании туманностей   во   Вселенной,   познакомить   с   применением   спектрального   анализа   в космологии, сформировать знания о явлении красного смещения спектральных линий в спектрах   галактик,   об   эффекте   Доплера,   о   законе   Хаббла,   познакомить   с   Теорией Большого взрыва, ввести понятие критической плотности вещества. 2. Воспитывающая: способствовать воспитанию нравственных качеств, толерантного отношения ко всем жителям нашей планеты и ответственности за сохранность жизни на планете Земля.   3. Развивающая: усвоить, что подобно невидимым микрообъектам, которые были открыты   физикой   элементарных   частиц   (мир   атомов,   многообразие   элементарных частиц)   и   биологией   (мир   мельчайших   организмов,   исследования   на   клеточном   и молекулярном уровнях), внегалактическая астрономия открыла мегамир (мир галактик и их скоплений), недоступный непосредственному наблюдению. Планируемые образовательные результаты: способствовать усилению практической направленности   в   обучении   физики,   формировании   умений   применять   полученные знания в различных ситуациях. Личностные:  способствовать эмоциональному восприятию физических объектов,  умению  слушать, ясно и точно излагать свои мысли, развивать  инициативу  и  активность  при решении физических задач, формировать умение  работать в группах. Метапредметные:  развивать умение понимать и использовать средства наглядности  (чертежи, модели, схемы). Развитие понимания сущности алгоритмических  предписаний и умений действовать в соответствии с предлагаемым алгоритмом. Предметные:  овладеть физическим языком, умением распознавать соединения  параллельные и последовательные, умение ориентироваться в электрической схеме,  собирать схемы. Умение обобщать и делать выводы. Ход занятия: 1. Организация начала урока (отметка отсутствующих, проверка готовности студентов к уроку, ответы на вопросы студентов по домашнему заданию) – 2­5 мин. Преподаватель сообщает учащимся тему урока, формулирует цели урока и знакомит  учащихся с планом урока. Учащиеся записывают тему урока в тетради. Преподаватель  создает условия для мотивации учебной деятельности. Освоение нового материала: Теория.   Космогония это ­  раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел.  Космология развивается исходя из гипотез, подтверждаемых наблюдаемыми фактами и позволяющие предсказать новые открытия. Эволюция ­ изменения объекта, происходящие в течение жизни: от рождение до стадии угасания. Эволюция звезд, это ­ изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания. Горение водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива. В   течение   этой   фазы   звезда   находится   на   главной   последовательности   диаграммы Герцшпрунга­Рессела.   Здесь   масштабы   времени   резко   уменьшаются   с   увеличением массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд. лет   (около   половины   которого   уже   прошло).   Когда   при   исчерпании   всего   топлива горение   водорода   в   ядре   прекращается,   в   структуре   звезды   происходят фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Звезда уходит с главной   последовательности   в   область   красных   гигантов.   Рост   температуры   и плотности   в   звёздном   ядре   ведёт   к   условиям,  в   которых   может  (в   зависимости   от массы)   активироваться   новый   источник   термоядерной   энергии:   выгорание   гелия (тройная   гелиевая   реакция   или   тройной   альфа­процесс),   характерный   для   красных гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 108 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия   (альфа­частицы)   могут   сливаться   с   образованием   нестабильного   изотопа бериллия Be8: He4 + He4 = Be8.Большая часть Be8 снова распадается на две альфа­ частицы,   но   при   столкновении   Be8   с   высокоэнергетической   альфа­частицей   может образоваться стабильное ядро углерода C12: Be8 + He4 = C12 + 7,3 МэВ. Возраст звезд и галактик 1)   С   помощью   космического   аппарата   НАСА   WMAP,   запущенного   30  июня   2001г, курсирующего   вокруг   Солнца   по   орбите   гравитационного   баланса   между   Солнцем, Землей и Луной и собирающего сведения о фоновом микроволновом излучении, в 2005 году установлено: • • ­   4%   атомов   на   которые   распространяются   известные   законы   электромагнетизма   и гравитации; ­ 23% занимает темное вещество; ­ остальные 73% загадочная "антигравитация", побуждающая Вселенную расширяться. 2) Галактики начали образовываться через 100 млн.лет после Большого Взрыва и в последующие   3­5   млрд.лет   сформировались   и   сгруппировались   в   скопления. Следовательно возраст самых старых эллиптических галактик около 14 млрд.лет. 3) Первые звезды появляются через 1млн.лет после Большого Взрыва, следовательно должны иметься звезды с возрастом около 14 млрд.лет. 4) Исследования самых старых шаровых скоплений, где звезды рождаются практически одновременно, показывает, что возраст звезд в них не менее 10 млрд.лет (население 2­го типа с низким содержанием элементов тяжелее Не). Скорее всего они образовались одновременно с галактиками. 5) Рассеянные скопления (звездные ассоциации) имеют возраст звезд 10­100 млн.лет (население  1­го   типа   звезд   с  высоким,  около  3%,  содержанием   металлов).   Процесс звездообразования идет и сейчас (например в туманности Ориона). История открытия Большого взрыва а) Возраст нашей Галактики составляет 13,7 млрд. лет (точность 1%). б) Вселенная состоит из: 1916  —   вышла   в   свет   работа   физика   Альберта   Эйнштейна   «Основы   общей   теории относительности», которой он завершил создание релятивистской теории гравитации. 1917   —   Эйнштейн   на   основе   своих   уравнений   поля   развил   представление   о пространстве с постоянной во времени и пространстве кривизной (модель Вселенной Эйнштейна, знаменующая зарождение космологии), ввёл космологическую постоянную Λ . (Впоследствии Эйнштейн  назвал введение космологической постоянной одной из Λ самых   больших   своих   ошибок;   уже   в   наше   время   выяснилось,   что   ­член   играет важнейшую   роль   в   эволюции   Вселенной).   В.   де   Ситтер   выдвинул   космологическую модель   Вселенной   (модель   де   Ситтера)   в   работе   «Об   эйнштейновской   теории гравитации и её астрономических следствиях». 1922   —   советский   математик   и   геофизик   Ал.   Ал.   Фридман   нашёл   нестационарные решения гравитационного уравнения Эйнштейна и предсказал расширение Вселенной (нестационарная   космологическая   модель,   известная   как   решение   Фридмана).   Если экстраполировать эту ситуацию в прошлое, то придётся заключить, что в самом начале вся материя Вселенной была сосредоточена в компактной области, из которой и начала свой   разлёт.   Поскольку   во   Вселенной   очень   часто   происходят   процессы   взрывного характера, то у Фридмана возникло предположение, что и в самом начале её развития также лежит взрывной процесс — Большой взрыв. 1923 — немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в модель де Ситтера, которая соответствовала пустой Вселенной, поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности   Вселенной   де   Ситтера   говорилось   и   в   книге   А.   Эддингтона, опубликованной в том же году. 1924   —   К.   Вирц   обнаружил   слабую   корреляцию   между   угловыми   диаметрами   и скоростями   удаления   галактик   и   предположил,   что   она   может   быть   связана   с космологической   моделью   де   Ситтера,   согласно   которой   скорость   удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием. 1925 — К. Э. Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил, что «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца». Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни   блеск   галактик   не   могут   считаться   надёжными   критериями   их   расстояния.   О расширении   непустой   Вселенной   говорилось   и   в   первой   космологической   работе бельгийского теоретика Жоржа Леметра, опубликованной в этом же году. 1927 — опубликована статья Леметра «Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего   радиуса,   объясняющая   радиальные   скорости   внегалактических туманностей».   Коэффициент   пропорциональности   между   скоростью   и   расстоянием, полученный   Леметром,   был   близок   к   найденному   Э.   Хабблом   в   1929.   Леметр   был первым,   кто   чётко   заявил,   что   объекты,   населяющие   расширяющуюся   Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии — это   не   звёзды,   а   гигантские   звёздные   системы,   галактики.   Леметр   опирался   на результаты   Хаббла,  с  которыми  он   познакомился,  будучи   в  США   в 1926  г.  на  его докладе. 1929   —   17   января   в   Труды   Национальной   академии   наук   США   поступили   статьи Хьюмасона   о   лучевой   скорости   NGC   7619   и   Хаббла,   называвшаяся   «Связь   между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало чёткую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла. 1948 — выходит работа Г. А. Гамова о «горячей вселенной», построенная на теории расширяющейся вселенной Фридмана. По Фридману, вначале был взрыв. Он произошёл одновременно   и   повсюду   во   Вселенной,   заполнив   пространство   очень   плотным веществом,   из   которого   через   миллиарды   лет   образовались   наблюдаемые   тела Вселенной — Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля и всё что на ней. Гамов добавил к этому, что первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим. Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут   были   синтезированы   лёгкие   химические   элементы.   Самым   эффектным результатом   этой   теории   стало   предсказание   космического   фона   излучения. Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется — только сильно охлаждённым — и до сих пор. Гамов   и   его   сотрудники   смогли   ориентировочно   оценить,   какова   должна   быть сегодняшняя   температура   этого   остаточного   излучения.  У  них   получалось,  что   это очень   низкая   температура,   близкая   к   абсолютному   нулю.   С   учётом   возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной  научно­популярной   статье (Physics Today,  № 8,  стр. 76)   Гамов  объявил,  что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К. 1955   —   Советский   радиоастроном   Тигран   Шмаонов   экспериментально   обнаружил шумовое СВЧ излучение с температурой около 3K. 1964 — американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вилсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру: и она оказалась равной именно 3 К. Это было самое крупное открытие в космологии со времён открытия Хабблом в 1929 году общего   расширения   Вселенной.   Теория   Гамова   была   полностью   подтверждена.   В настоящее время это излучение носит название реликтового; термин ввёл советский астрофизик И. С. Шкловский. 2003   —   спутник   WMAP   с   высокой   степенью   точности   измеряет   анизотропию реликтового   излучения.   Вместе   с   данными   предшествующих   измерений   (COBE, Космический   телескоп   Хаббла   и   др.),   полученная   информация   подтвердила космологическую модель  CDM и инфляционную теорию. С высокой точностью был установлен возраст Вселенной и распределение по массам различных видов материи (барионная материя — 4 %, тёмная материя — 23 %, тёмная энергия — 73 %). 2009 — запущен спутник Планк, который в настоящее время измеряет анизотропию реликтового излучения с ещё более высокой точностью.     Первоначально   теория   Большого   взрыва   называлась   «динамической эволюционирующей моделью». Впервые термин «Большой взрыв» применил Фред Хойл в своей лекции в 1949 (сам Хойл придерживался гипотезы «непрерывного рождения» материи при расширении Вселенной). 2. Эволюция звезд Эволюция   звёзд   ­   изменения,   происходящие   в   течение   жизни   звезды,   включая   ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания.      Звезды образуются в газопылевых облаках межзвездной среды скоплений. Вещество Λ протозвезды   уплотняется   и   коллапсирует,   в   результате   чего   высвобождается гравитационная энергия и ядро нагревается до тех пор, пока температура не станет достаточно высокой для возникновения термоядерной реакции превращения водорода в гелий. Время протекания такого процесса сильно зависит от массы протозвезды. Так, для звезды массой в 10 солнечных масс требуется всего 300000 лет, что ничтожно мало по сравнению с 60 млн. лет для звезды с массой Солнца.          Горение водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива.   В   течение   этой   фазы   звезда   находится   на   главной   последовательности диаграммы   Герцшпрунга­Рессела.   Как   и   ранее,   здесь   масштабы   времени   резко уменьшаются   с   увеличением   массы.   Для   Солнца   время   жизни   на   главной последовательности составляет 10 млрд. лет (около половины которого уже прошло), а для звезды в три раза более массивной ­ только 500 млн. лет. Когда при исчерпании всего топлива горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Звезда уходит с главной   последовательности   в   область   красных   гигантов   (сверхгигантов).   Рост температуры   и   плотности   в   звёздном   ядре   ведёт   к   условиям,   в   которых   может   (в зависимости   от   массы)   активироваться   новый   источник   термоядерной   энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа­процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 108 K кинетическая энергия   ядер   гелия   становится   достаточно   высокой   для   преодоления   кулоновского барьера:   два   ядра   гелия   (альфа­частицы)   могут   сливаться   с   образованием нестабильного   изотопа   бериллия   Be8:   He4   +   He4   =   Be8.Большая   часть   Be8   снова распадается на две альфа­частицы, но при столкновении Be8 с высокоэнергетической альфа­частицей может образоваться стабильное ядро углерода C12: Be8 + He4 = C12 + 7,3 МэВ.  Домашнее задание:   Сообщение: Эволюция звезд