Приложение уравнения Абеля первого рода к решению уравнений Фридмана
Исследуется остававшаяся ранее неизвестной связь между уравнениями Эйнштейна Фридмана для вселенной, заполненной скалярным полем, и специального вида уравнением Абеля первого рода в частности, показывается, как из общего решения вышеупомянутого уравнения Абеля строится общее решение...
2010 / Юров В. А.Об отношении экспериментов Н. А. Козырева к проблеме времени
В статье дается анализ экспериментов, проведенных Н. А. Козыревым, с позиций понятия времени. В современной литературе особо стоит вопрос о трактовке времени этим выдающимся астрономом. Этот вопрос следует разделить на два. Во-первых, вопрос об экспериментах, которые он провел во-вторых, о выводах, ...
2008 / Антошкина Е. А.Моделирование измерений тепловых ионов Н+ на заряженном спутнике с учетом температурной анизотропии
Рассмотрена модель масс-спектрометрических измерений тепловых ионосферных ионов на заряженном спутнике с характеристиками масс-спектрометра «Гиперболоид», установленного на спутнике «Интербол-2». Показано, что при наличии анизотропии ионных температур угловая функция распределения ионов существенно...
2009 / Зинин Л. В.Generalized Evans function for continuous spectrum
The task is to define a function EH(λ), such that if {} are the points of the continuous spectrum of operator H and, then EH(λ) is defined and is non-zero.
2011 / Yurov ValerianИнформационные технологии в преподавании астрономии
В статье рассматриваются основные направления использования информационных технологий в астрономической подготовке будущего учителя физики. Особое внимание уделяется профессиональной направленности курса астрономии в педагогическом вузе. The basic directions of information technologies usage in...
2008 / Емец Наталья ПетровнаОб использовании динамических уравнений Пфаффа в методе преобразований Ли
Рассматривается возможность использования динамических уравнений Пфаффа в методе преобразований Ли. Приводится пример использования данного подхода в методе усреднения уравнений движения возмущенной задачи двух тел. Обсуждается эффективность использования такого алгоритма в теории возмущений, когда...
2011 / Бороненко Т. С.Walter Burkert. Astronomy and Pythagoreanism
2011 / Afonasina A.Гемин. Введение в явления. Предисловие, перевод, комментарий
A commented Russian translation of the Introduction to the Phenomena (Elementa astronomiae, Е.убгщг. е.т ф. Цбйньменб) by the Greek mathematician and astronomer Geminпs of Rhodes (Гем.нпт..ьдйпт, fl. c. 70 BC). This introductory astronomy book, based on the works of earlier astronomers such as...
2011 / Sсhetnikov AndreyМетодологическое значение исследований содержания земного и космического вещества в растительном пищевом сырье
The soil is traditionally considered as a main source of microelements in the plants, but it is established, that vegetative cover accumulates the considerable part of the fallen dust out of atmosphere, that is why along with the mechanical hold-up of the aerosols by leaves of the plants It is...
2003 / Гладышев В. П., Ковалёва С. В., Нуриахметова Н. Р.Вальтер Буркерт. Астрономия и пифагореизм
Перевод главы об астрономии из знаменитой книги Вальтера Буркерта, посвященной античному пифагореизму, подготовлен для участников международного научно-образовательного проекта ". Теоретические основания искусства, науки и технологии в греко-римском мире (Новосибирск). Глава состоит из...
2011 / Afonasina AnnaИспользование модифицированных переменных Хилла в методе усреднения.
Вводятся модифицированные канонические переменные Хилла: v, G, H; r, g, h, где r длина радиусвектора; v = dr / dt; G= aμ(1−e2) и H = G cos i переменные Делоне; g = ω аргумент...
2011 / Boronenko Tatyana StepanovnaПостньютоновские орбитальные эффекты в движении близких спутников Юпитера
In the present paper the possibility of measuring general relativistic effects on the orbits of the inner Jupiters satellites are discussed. We consider for Amalthea J5 the question if the PN components of orbital precession can be isolated from the far larger Newtonian precession. The results of...
2012 / Boronenko T. S.Астрономия как область взаимодействия науки и религии
В статье рассматривается трехсотлетняя история взаимодействия естествознания и христианства с позиции преодоления конфликтов в области астрономии.
2011 / Горелов Анатолий Алексеевич, Горелова Татьяна АнатольевнаАнализ кривых блеска и кривой лучевых скоростей экстремальной звезды HD 108 в модели затменной двойной системы
Приведены результаты фотометрических и спектральных наблюдений "убегающей" Ofp звезды HD 108. Обнаружена периодическая переменность блеска в фильтре V с периодом 94d,3. Выполнен совместный анализ B, V, и Rкривых блеска и кривой лучевых скоростей. Предполагается, что HD 108 является затменной...
2005 / Баранников А. А.Современный взгляд на происхождение «Убегающих» ОВ-звезд
Приводятся результаты новейших космических и наземных наблюдений «убегающих» ОВ-звезд. Обсуждается состояние проблемы происхождения этого класса объектов. На основе современных астрофизических наблюдений можно утверждать, что во Вселенной реализуются два основных физических сценария происхождения...
2005 / Баранников А. А.Однопараметрическая модель системы шпуров
Регулярное расположение радиопетель на небе и их угловые размеры описываются одним уравнением с единственным параметром 2π/к. Для петель I IV к принимает значения 3, 4, 6 и 9 с относительной точностью в несколько процентов, определяемой среднеквадратичными ошибками наблюдений. Форма параметра...
2010 / Шацова Рахиль Борисовна, Анисимова Галина Борисовна
Содержание
Вступление................................................................................................. 2
Раздел 1. Рождение звёзд.
1.1.Молекулярное облако - звёздная колыбель.......................................2
1.2. Рождение протозвезды.......................................................................3
Раздел 2. Эволюция звезд.
2.1. Гарвардская спектральная классификация звезд.............................4
2.2. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Характеристика звёзд главной последовательности...................................................................................5
2.3. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд..............................7
2.4. Дальнейшая эволюция звезды, выход из главной последовательности...................................................................................8
Раздел 3. Заключительный этап эволюции звезды.
3.1.Белые карлики......................................................................................9
3.2.Нейтронные звёзды............................................................................10
3.3.Чёрная дыра........................................................................................10
Раздел 4 .Жизненный цикл Солнца........................................................11
Заключение.............................................................................................. 12
Приложение к работе...............................................................................13
Список использованной литературы.......................................................18
Тема : «Чем звёзды похожи на людей».
Цель: Изучить основные характеристики звезд, эволюцию их жизненного пути, найти сходства между небесными светилами и жителями Земли, людьми.
Вступление
На Земле главные действующие лица - это люди, а во Вселенной главные объекты –звёзды.97% вещества в нашей Галактике сосредоточено в звёздах.
Звезд бесчисленное множество. Никто не в силах точно сказать, сколько существует звезд, тем более звезды как люди рождаются и умирают. Можно лишь приближенно заявить, что в нашей Галактике около 150 000 000 000 звезд, а во Вселенной неизвестное число миллиардов галактик... А вот сколько звезд можно увидеть на небе невооруженным глазом известно точнее: около 4,5 тысяч. Звезды - это эволюционирующие объекты, т.е. находятся в постоянном изменении, развитии. Они, как и люди, рождаются, живут и умирают.
1.Рождение звёзд
Ближайшие к нам области звездообразования - это тёмные облака в созвездиях Тельца Космос часто называют безвоздушным пространством, однако, это не так. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³.В межзвездном пространстве есть пыль и газ. Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых - кислород, углерод и азот.
1.1Молекулярное облако- называемым звёздной колыбелью.
Межзвёздный газ в основном концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные крупные молекулярные облака. Приложение №1
Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см³.Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000-10 000 000 раз, благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике, температура около -200 °С. Пока холодное разрежённое облако, межзвёздного газа, свободно вращается вокруг центра родной галактики, то ничего не происходит. Но стоит возникнуть внешнему возмущению, слегка уменьшившему размер облака, то наступает . К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв , ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. Приложение №2
Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца, а это значит, что становится возможным формирование звёзд.
Большинство молекулярных облаков зарегистрировано только по радиоизлучению(их в Галактике всего несколько тысяч). Некоторые, впрочем, давно известны астрономам, например тёмная туманность Угольный Мешок, хорошо видимая глазом в южной части Млечного Пути. Диаметр этого облака 12 пк, но оно выглядит большим, поскольку удалено от нас всего на 150 пк. Его масса около 5 тыс. солнечных масс. В таких гигантских молекулярных облаках и располагаются главные очаги формирования звёзд.
1.2 Рождение протозвезды.
Облака под действием сил гравитации сжимаются, в процессе сжатия часть облака уплотняется, уменьшаясь в размерах и одновременно нагреваясь.Если достаточно массивное для образования звезды облако настолько прогревается, что начинает активно излучать тепло и, может быть, слабо светиться темно-красным цветом (еще до начала ядерного синтеза), такое облако принято уже называть протозвездой (до-звездой). Приложение №3
В начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. Она совершенно непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу, т.е. происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака.
Однако по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа.
Как только температура в центре протозвезды достигнет 10 000 000 К, начинается ядерный синтез, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, являются основными движущими силами звёздной эволюции.
Сжатие протозвезды останавливается световым давлением, она становится звездой.
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью.
Процесс рождения звезды продолжительный. Всё зависит от массы, насколько быстро протозвезда превратится в звезду. Звезды типа Солнца (желтые карлика) тратят на эту стадию своего рождения 30 000 000 лет, звезды в три раза массивнее (голубые гиганты) - 100 000 лет, а в десятеро менее массивные (красные карлики)- 100 000 000 лет. Итак, массивные звезды рождаются быстрее, однако маленькие звёзды образуются значительно чаще, чем крупные. Астрономы умеют довольно точно определять места, где происходит или недавно происходило рождение звезд. Области звездообразования выдает, как правило, присутствие массивных горячих и ярких звезд. Их век недолог, и потому наличие этих звезд есть явное указание на то, что родились они где-то здесь неподалеку в течение ближайших миллионов лет. Молекулярные облака, эти "фабрики по производству звёзд", изготовляют звёзды всевозможных типов. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звёзд с общей массой около пяти масс Солнца.
Примерно половина звёзд рождаются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Рождение двойняшек и не только также присуще человечеству. Известны звёзды, содержащие до семи компонентов, более сложные пока не обнаружены. Приложение №4
Причины появления двойных и кратных звёзд вполне понятны: исходное вращение газового облака не позволяет ему сжаться в одну компактную звезду. Чем больше сжимается облако, тем быстрее оно вращается (известный "эффект фигуристки", который является следствием закона сохранения момента количества движения). Нарастающие при сжатии центробежные силы сначала делают облако плоским, как ватрушка, а затем вытягивают в "дыню" и разрывают пополам. Каждая из половинок, сжимаясь дальше, продолжает двигаться по орбите вокруг общего центра масс. Если дальнейшее сжатие не разрывает её на части, то образуется двойная звезда, а если деление продолжается - рождается более сложная кратная система.
Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда.
Если сжимающееся облако менее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в сто раз, такие облака образуют так называемые коричневые карлики. Коричневые карлики еще холоднее красных звезд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много тепла (инфракрасное излучение), а светятся едва-едва. Но ядерные реакции давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают.
2.Эволюция звезд.
Звёздная эволюция в астрономии - последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.
Исследование астрономами большого количества звезд показало, что они существенно отличаются друг от друга, как впрочем и люди. Они имею различную массу, размеры, температуру, светимость, различаются даже по цвету. Есть звёзды гиганты, радиусы которых в сотни и тысячи раз превосходят солнечный. И, наоборот, есть звёзды карлики, радиусы которых в десятки и сотни раз меньше радиуса Солнца. У людей тоже встречается подобное отклонение от нормы. Есть люди –карлики гиганты. У человечества представители различных рас отличаются цветом кожи. Приложение №5
2.1. Гарвардская спектральная классификация звезд
Как оказалось, среди сотен тысяч звёзд трудно обнаружить звезды излучающие одинаковые спектры. Звёзды как и люди –индивидуальны. И всё же, анализируя звёздные спектры создана Гарвардская спектральная классификация звезд по спектральным классам, по цвету: О,В,А -горячие или ранние, F , G -солнечные, К,М- холодные поздние. Цвет звезды напрямую зависит от её температуры. Например, звезда Арктур из созвездия Волопаса- желто-оранжевая, Ригель из созвездия Ориона -бело-голубая, Антаррес из созвездия Скорпиона – ярко-красная .
Приложение №6
(14.Слайд) Самые горячие – голубые звёзды, а холодные – красные Самые горячие – голубые звёзды, а холодные – красные.
Спектральная классификация звёзд
Спектр.
класс
Основные линии
Темпера-
тура, тыс.К
Цвет
Н,Н,Не
40-28
голубой
Не,Н
28-10
бело- голубой
10-7
белый
Н, Ga
желто –белый
Ga , Fe , Ti
жёлтый
Fe , Ti
5-3,5
оранжевый
Ti О
3,5-2.5.
красный
Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Рождение и смерть – ничтожно малые мгновенья в жизни звезды.
2.2 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Характеристика звёзд главной последовательности.
Датский астроном Э.Герцшпрунг и американский астроном –Г.Рассела в 1905- 1913гг установили сущестование зависимости между светимостью звёзд и температурой и изобразили её виде диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Смысл же всей диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.
Как оказалось звёзды не заполняют поле диаграммы равномерно, а образуют несколько последовательностей. С эволюционной точки зрения главная последовательность - это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективные. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит в основном из-за гравитационного сжатия. То есть светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. По мере приближения молодой звезды к главной последовательности сжатие замедляется.
У звезды находящейся на главной последовательности потери энергии на излучения компенсируются за счет энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия. Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды . Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».
90% звёзд, ближайших к Солнцу, образуют главную последовательность, пересекающую поле диаграммы от её верхнего левого угла к правому нижнему. В правом нижнем углу находяться звёзды поздних спектральных классов K , М с малой светимостью –красные карлики. В левом верхнем углу – звёзды ранних спектральных классов О,В- голубые гиганты, в середине последовательности располагается Солнце и ему подобные звёзды – жёлтые карлики.
Над главной последовательностью располагается группа гигантов поздних классов G ,К, М. с большой светимостью(Поллукс из созв. Близнецов). В верхнем правом углу находятся сверхгиганты (Бетельгейзе из созв. Ориона). На 1000 звёзд главной последовательности приходится один гигант, а на 1000 гигантов –один сверхгигант. . Красные гиганты и сверхгиганты в правом верхнем углу - это доживающие свой век звезды с до предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд. лет такая участь постигнет и наше Солнце - его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры). Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.
Ниже основной последовательности располагается последовательность субкарликов и белых карликов с маленькой светимостью. Это очень горячие звезды - но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.
Вообще, по диаграмме Герцшпрунца-Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака (см. Гипотеза газопылевого облака) и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается (как сейчас Солнце) на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь. После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу. На самом деле, три этих последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд.
Прослеживается в диаграмме и зависимость месторасположения звезды от её массы. Массивные звёзды расположены над основной последовательностью. Нужно заметить, что звёзды одного спектрального класса,т.е. температуры могут быть гигантами и карликами, астрономы их отличают по виду спектральных линий(ширине, интенсивности.) В предложенной таблице прослеживается зависимость продолжительности жизни звезды на главной последовательности от её массы.
Интенсивность выделения энергии (светимость) звезд очень быстро возрастает с ростом их массы. Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Поэтому более массивные звезды гораздо быстрее сжигают свое горючее, чем маломассивные.
Яркие массивные звезды верхней части главной последовательности (спектральные классы О, В и А) живут значительно меньше, чем звезды типа Солнца и еще менее массивные члены нижней части главной последовательности. Поэтому родившиеся одновременно с Солнцем звезды классов О, В и А уже давно закончили свою эволюцию, а те, что наблюдаются сейчас (например, в созвездии Ориона), должны были родиться относительно недавно. В окрестности Солнца встречаются звезды различного физического и эволюционного возраста.
Характеристика звёзд главной последовательности
Спектр.класс
Масса, Мс
Радиус,
R с
Светимость L с
Время жизни на ГП, года
Темпера-
тура, тыс.К
Цвет
17- 3, 2
9-2,8
30 000-100
8 ∙10 6 -400 ∙10 6
28-10
бело- голубой
3,2-1,5
2,8-1,25
100-4,8
400 ∙10 6 - 4 ∙10 9
10-7
белый
1,5-1,02
1,25-1,2
4,8-1,2
4 ∙10 9 -11∙10 9
желто –белый
1,02-0,74
1,02-0,74
1,2-0,35
11∙10 9 -17∙10 9
жёлтый
0,74-0,31
0,74-0,33
0,35-0,03
17∙10 9 -280 ∙10 9
5-3,5
оранжевый
2.3. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд.
Строение звёзд зависит от массы и места которое она занимает на диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Приложение №7
В недрах ярких звездах верхней части главной последовательности происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. Перенос энергии от ядра осуществляется излучением.
У звезд нижней части главной последовательности (красных –карликах) конвективное ядро отсутствует. Термоядерные реакции протекают в центральной части ядра, являющейся лучистой зоной переноса энергии. В центральной области водород горит, превращаясь в гелий. Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией, с переносом вещества. Когда водород сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Перенос энергии от центра к поверхности (фотосфере) длится миллионы лет. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз.
У Красных гигантов имеют центральное небольшое изотермическое ядро из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции, затем небольшая лучистая зона. Далее идет широкий слой, где энергия передается конвекцией. Белые карлики однородны и состоят из вырожденного газа.
2.4. Дальнейшая эволюция звезды, выход из главной последовательности. Звезда- красный гигант, взрыв сверхновой звезды.
Городская научно-практическая конференция учащихся
Секция «Астрономия»
Исследование переменности звезды А 382
шарового скопления Мессье 4
Еременко Максим,
Матейко Александр,
10 класс, ГБОУ ДОД СОДЭБЦ
Научный руководитель:
педагог дополнительного образования
ГБОУ ДОД СОДЭБЦ Заусаева О.Г .
Введение. 1. Об исследованиях переменных звезд ………………………………3
2. Шаровое звездное скопление М 4.…………………………………..4
3. Переменные звезды в М 4….………………………………..……… 5
Основная часть.
1. Определение блеска переменных звезд и способы их обработки. Построение кривой блеска. …………………………………………………………5
2. Переменные звезды в шаровых скоплениях……………………….7
3. Метод Лафлера – Кинмана………………………………………….8
Заключение…………………………………………………………………………...9
Библиографический список………………………………………………………..10
Приложение 1………………………………………………………………………11
Приложение 2………………………………………………………………………12 - 14
Введение .
Об исследованиях переменных звезд.
Переменность блеска – явление, широко распространенное в звездном мире. В широком смысле слова физически переменными звездами оказываются вообще все звезды: все они с большей или меньшей скоростью меняют блеск в силу процессов эволюции, многие из них пульсируют, испытывают вспышки и т.п.
Большое значение исследований переменных звезд для астрономии имеет ряд причин:
Во-первых, своими колебаниями блеска переменные звезды сами заявляют о своем существовании как объектов особенных. Методика открытия переменных звезд и их дальнейшей классификации не требует сложной специальной аппаратуры и мощных телескопов…
Во-вторых, обнаруженные у переменных звезд закономерности, связывающие их абсолютные величины с физическими характеристиками, дают возможность определять расстояние до каждой из них…
В-третьих, исследование физических процессов, развивающихся в атмосферах переменных звезд, а, может быть, и в их недрах, дает неисчерпаемый материал для понимания природы строения звезд. Сопоставление этих данных с пространственными и возрастными характеристиками сулит очень большие возможности в отношении понимания процессов развития звезд .
Сотни астрономов-специалистов и тысячи любителей исследуют переменные звезды. Одна только Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд насчитывает свыше 2000 членов. Но все еще очень много звезд, даже ярких, остаются малоизученными, и это едва ли не самая благодарная и полезная для науки сфера деятельности любителей астрономии. Среди переменных звезд много уникальных объектов, находящихся на критических стадиях эволюции или составляющих двойные системы с компактными объектами. Вслед за любительскими наблюдениями, обнаруживающие интересные звезды, на них наводятся большие телескопы .
В конце 19 века развитие научной фотографии дало возможность получать на снимках изображения даже слабых звезд, применяя весьма скромные оптические средства. В ряде обсерваторий стали накапливаться коллекции фотографических снимков неба. Изучение звезд по снимкам дает возможность восстановить историю звезды. В частности, появилась возможность исследовать переменные звезды в шаровых скоплениях.
Цель нашей работы: попытаться определить тип переменности неисследованной звезды А 382 в шаровом скоплении М 4.
Для этого нужно решить следующие задачи :
обработать наблюдения;
построить кривую блеска;
исследовать кривую блеска на переменность.
Предмет исследования: переменные звезды шарового скопления М 4.
Объект исследования : звезда А 382.
Гипотеза : Возможно, это звезда типа RR Лиры.
Шаровое скопление М 4.
Шаровые скопления – самые старые звездные коллективы. Они образовались миллиарды лет тому назад, входившие в их состав звезды высокой светимости уже давно проэволюционировали и стали (в зависимости от массы) черными дырами, нейтронными звездами или белыми карликами. Звезды этих типов присутствуют в шаровых скоплениях.
Было обнаружено, что в некоторых из них очень много переменных звезд. В Третьем каталоге переменных звезд в шаровых скоплениях Сойер-Хогг содержатся данные о 2119 звезд.
Самым близким шаровым скоплением, по-видимому, является М 4 (NGC 6121), расположенным чуть больше 1к западу от Антареса. По определению A лькаино , его расстояние 1,75 пк. Если бы не закрывающая его темная туманность Скорпиона- Змееносца, оно было бы на 1.8 ярче и наблюдалось бы невооружённым глазом. Поглощение межзвёздной среды окрашивает свет, идущий от скопления, в красноватые тона, на фотографиях оно бывает слегка оранжевым или коричневатым. Скопление удаляется от нас со скоростью 70,4 км/с. В 1987 году в скоплении был обнаружен пульсар. Период его обращения = 3,0 мс, т.е. он делает более чем 300 оборотов в секунду, что в десять раз больше, чем у пульсара Крабовидной туманности. В августе 1995 г. космический телескоп "Hubble" сфотографировал белые карлики в М 4, которые являются одними из самых старых звёзд нашей Галактики. В июле 2003 г. с помощью всё того же космического телескопа на орбите одного из этих белых карликов была обнаружена планета. Эта планета, в 2,5 раза превышающая Юпитер по массе, является, возможно, столь же старой, как и само М 4, возраст которого оценен в 13 млрд. лет, что почти в три раза превышает возраст нашей Солнечной системы .
Это скопление – своего рода «подарок» для астрономов, служащий ближайшей лабораторией для изучения общих законов жизни этих старых звездных систем.
3. Переменные звезды в М 4.
В Третьем каталоге переменных звезд в шаровых скоплениях Х. Сойер-Хогг в М 4 числилось 43 переменных звезды, 41 – типа RR Лиры, одна звезда типа RV T ельца и одна, предположительно, неправильная .
В 1975 году Алькаино при проведении BV -фотометрии переменных звезд в шаровом скоплении М 4 были заподозрены в переменности еще пять звезд. . Некоторые из этих звезд (в частности, А 382) были пронаблюдены (но не обработаны) на Гиссарской астрономической обсерватории.
В 2001 году подготовлена компьютерная версия дополнения к каталогу Сойер-Хогг, составленная уже после смерти Х. Сойер-Хогг ее сотрудницей К. Кутс-Клемент . За 30 лет было открыто еще три десятка переменных звезд, но звезда А382 по-прежнему числится только заподозренной в переменности.
Перед нами была поставлена задача: обработать наблюдения, построить кривую блеска и попытаться определить тип переменности этой звезды.
Основная часть .
1. Определение блеска переменных звезд и способы их обработки . Построение кривой блеска.
Предоставленные нам наблюдения выполнены методом Нейланда-Блажко. В этом методе используются две звезды сравнения: одна с большим блеском (а ), а другая - с меньшим блеском (b ), чем переменная. Блеск наблюдаемой звезды v замыкается между этими звездами сравнения. Оценивается различие блесков между а и v , между b и v , а затем сравниваются интервалы блесков и между собой. Оценка записывается в виде a m v n b . Достаточное количество наблюдений переменной звезды, выполненных этим методом, позволяет определить шкалу блесков ее звезд сравнения. Разность блесков a и b , т.е. величина интервала , очевидно, равна m +n . Из каждой оценки получаем свое значение m +n и из них вычисляем среднее: суммируем все величины и делим на число индивидуальных определений. Обозначая блеск звезды а символом (а ), блеск b – (b ), …, получаем совокупность средних значений разностей:
(b ) – (a ) = ; (с ) – (b ) = ; (d ) – (c ) =… Количество разностей на одну меньше количества звезд сравнения. Поэтому для решения этой системы уравнений принимают блеск одной из звезд за нуль. Тогда (а ) = 0; (b )= ; (с ) = ; (d ) = … т.е. мы получили шкалу блеска звезд сравнения, (степени возрастают с ослаблением блеска звезды).
Следующий этап – преобразование степенной шкалы в звездные величины. Это можно сделать по формуле:
m = m + ps , (1)
где m – визуальная звездная величина звезды сравнения, s – ее блеск, выраженный в степенях, m - нуль-пункт шкалы степеней и p – цена степени. Напишем систему условных уравнений:
m = m + ps
m = m + ps
m = m + ps …
Решая эту систему способом наименьших квадратов, определяем m и p . Затем, подставляя в формулу степени s , вычисляем «улучшенные» или «индивидуальные» для данного наблюдателя звездные величины звезд сравнения. Подставляя степенное выражение блеска переменной звезды в формулу (1), можно вычислить ее соответствующую звездную величину .
Нами было обработано 235 наблюдений. Звездные величины звезд сравнения взяты из работы Алькаино . Вначале была получена степенная шкала звезд сравнения:
а = 0а = 13.47 (Зв. сравнения Алькаино)
b = 8 b = 14.21
c = 13 c = 14.75
Составив систему условных уравнений и решив ее способом наименьших квадратов, мы получили формулу для определения индивидуальных величин звезд сравнения:
m = 0.0979 s + 13.46
Теперь можно вычислить звездные величины из оценок блеска (они приведены в таблице 1 приложения 2).
Наблюдениями охвачен период Y .D .2440034 – 2443345 . Кривая блеска за весь период наблюдений показана на рис. 2. (приложение 1). На рис. 3 (приложение 1) показан характер изменения блеска в период наиболее плотных по времени наблюдений. Амплитуда изменения блеска ~ 0.5.
Для того, чтобы узнать, к какому типу переменности может принадлежать данная звезда, нам предстояло выяснить, переменные каких типов (с амплитудой около 0.5) встречаются в шаровых звездных скоплениях.
2. Переменные звезды в шаровых скоплениях.
Наиболее распространены в шаровых скоплениях переменные типа RR Лиры. Число звезд, уверенно относимых ко всем прочим типам переменности, составляет всего 8% от общего числа переменных звезд. Кроме звезд типа RR Лиры, в шаровых скоплениях известны цефеиды сферической составляющей (типа W Девы), звезды типа RW Тельца, типа Миры Кита, красные полуправильные и неправильные переменные, желтые полуправильные переменные (типа SRd ), новые звезды, переменные типа U Близнецов. Не исключено членство в шаровых скоплениях нескольких затменных-переменных . Из всех этих типов переменности небольшую амплитуду изменения блеска имеют только звезды типа RR с Лиры, а также неправильные и полуправильные переменные. Полуправильные переменные звезды (SR ) являются гигантами или сверхгигантами, обладающими заметной периодичностью, временами нарушаемой различными неправильностями в изменении блеска. Периоды полуправильных звезд заключены в очень широких пределах – приблизительно от 20 до 1000 дней, есть звезда с периодом 2070 дней. У неправильных переменных звезд (L ) изменения блеска лишены каких-либо признаков периодичности. Отнесение многих переменных к звездам типа L обусловлено часто лишь их недостаточной изученностью , .
Для того, чтобы проверить, не является ли данная звезда периодической переменной типа RR с Лиры или полуправильной SR , мы использовали программу Горанского В.П. (ГАИШ) «Эффект» для поиска периодических изменений блеска (методом Лафлера-Кинмана).
3. Метод Лафлера-Кинмана.
Метод Лафлера-Кинмана был предложен для определения периодов изменения блеска короткопериодических переменных звезд при ограниченном числе неточных разрозненных наблюдений, разделенных значительными промежутками времени. Испытывается ряд пробных периодов Р , заполняющих по определенному правилу интервал, в котором может содержаться искомый период Р. Для каждого пробного периода находятся фазы всех наблюдений; эти фазы располагаются в порядке их возрастания, а затем для звездных величин, соответствующих упорядоченным фазам, вычисляется значение параметра :
где N – число наблюдений. Параметр зависит от степени рассеяния точек относительно средней кривой блеска и принимает максимальные значения при хаотическом расположении этих точек. Период, соответствующий минимальному значению , в принципе должен быть близок к истинному .
Поиск периода велся в интервале Р = 0.2 - 1 (на случай, если звезда окажется типа RR Лиры) и в интервале 20 - 300 (если звезда – полуправильная). Ни в том, ни в другом случае период четко не выявляется. Поэтому было сделано заключение, что, звезда является, возможно, неправильной с небольшой амплитудой изменения блеска. Для окончательного вывода необходимо иметь более плотный ряд наблюдений, а также знание спектра переменной.
Заключение
В результате выполненной работы мы узнали, что такое шаровые скопления нашей Галактики, и какие переменные звезды в них встречаются.
Познакомились также с методами обработки и исследования переменных звезд;
Были обработаны 235 наблюдений звезды А382 в шаровом скоплении М 4 и построена кривая блеска (Y .D . 2440034 – 2443345);
Освоена работа с программой Горанского В.П. «Эффект»;
C делана попытка отыскать периодичность в изменении блеска данной переменной;
В заключение можно предположить, что звезда А382 является, возможно, неправильной с небольшой амплитудой изменения блеска. Для окончательного вывода необходимо иметь более плотный ряд наблюдений, а также знание спектра переменной.
Библиографический список.
Alcaino G. Astr. Ap. Suppl. S ., 21 , №1, 1975, 9.
Ерлексова Г.Е. Переменные звезды. Приложение, 2 , №10, 1975, 247.
Ефремов Ю.Н. Вглубь Вселенной. Звезды, галактики и мироздание. М.: УРСС, 2003, 68.
Самусь Н.Н. Переменные звезды. Сб. Звезды и звездные системы (под ред. Д.Я.Мартынова). М.: Наука, 1981, 119.
Самусь Н.Н. Шаровые звездные скопления. Сб. Звезды и звездные системы (под ред. Д.Я.Мартынова). М.: Наука, 1981, 218.
Сб. Методы исследования переменных звезд (под ред. В.Б.Никонова). М.: Наука, 1971, 308.
Сб. Пульсирующие звезды (под ред. В.Б.Никонова). М.: Наука, 1971, 350.
Sawyer H . DDO Publ, 3, № 6, 38, 1973.
Страйжис В. Звезды с дефицитом металлов. Вильнюс: Мокслас, 1982, 28.
Цесевич В.П. Переменные звезды и способы их исследования. М.: Педагогика, 1970, 166.
Цесевич В.П. Переменные звезды и их наблюдение. М.: Наука, 1980, 176.
. astro.utoronto.ca/~cclement/read.html
http://www.ka-dar.ru/files/GOR_WINEFK.zip
Астронет. Пресс-релиз STScl – 2003 – 19.
Приложение 1
Рис. 2. Кривая блеска за весь период наблюдений.
Рис. 3. Кривая блеска за период Y .D . 2440734 – 2440739.
Приложение 2.
Наблюдения переменной A 382 в шаровом скоплении М 4
Y .D .
Физическая природа звёзд. Светимости других звезд определяют в относительных единицах, сравнивая со светимостью Солнца. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий. Если звезда двойная, то можно узнать особенности ее движения вокруг центра масс. Один из ближайших к нам белых карликов – спутник Сириуса.
«Планеты» - Планеты земной группы Планеты гиганты Титры. Слой атмосферы на Плутоне очень тонок. Лед на поверхности Плутона состоит из замершего метана и азота с примесями углеводорода. Калисто. О Плутоне. Венера - вторая планета от Солнца, имеет почти круговую орбиту. Земля - третья от Солнца планета. Каналы Марса. Уран. Характеристика Меркурия. Земля - единственная планета, на которой представлено разнообразие растений и животных.
«Гипотезы происхождения Солнечной системы» - Что такое солнечная система? Но зато Лаплас знал и критически отзывался о предположениях своего соотечественника Бюффона. Петрова Регина, 11 кл. Бюффон не задаётся вопросом о происхождении комет и Солнца. Всё остальное развитие Мира происходит без участия Творца. Солнечная система. Из чего состоит солнечная система? МОУ «СОШ №50», г. Пермь. Гипотезы образования солнечной системы. Так в Хаосе появились первые сгущения материи.
«Земля и Луна» - Днем кажется, что Солнце движется по небосводу. Нижние слои атмосферы называются тропосферой, которая простирается до высот 10-12 км. Доклад. Выполнила ученица 11 «Б» класса Польникова Светлана Учитель: Ерохин В.Ф. Плиты плавают на поверхности раскаленной, частично расплавленной горной породы. Земля Луна. На самом деле, движется вовсе не Солнце, а Земля. Вес Земли составляет около 6 секстиллионов тонн (6000000000000000000000 тонн). У Земли есть единственный спутник - Луна.
«Система Земля-Луна» - Венера стала горячей, а Марс - холодным. Не забыл Риччоли и самого себя. Вращение Луны. Лунная карта. Презентация по Астрономии «Земля-Луна» Выполнила ученица 11класса Романченко Анна. Луна - наш космический спутник. Луна, таким образом, является относительно крупным компаньоном для нашей планеты. Другое тело Луна. Так Земля и Венера приблизились к Солнцу, а Марс наоборот удалился.
«Происхождение Вселенной» - Теории происхождения Вселенной: Возраст Вселенной. Как появилась Вселенная? Строение Вселенной. Теория большого взрыва. Бесконечно пульсирующая Вселенная. Звёзды в основном состоят из водорода. Сотворение Вселенной Богом за 6 дней. Горчакова Татьяна 11 «А» класс. Галактики состоят из сотен млрд. звёзд. Цель: Креационизм.
Методика проведения 1
урока
"Методы астрономических исследований"
Цель: знакомство учащихся с методами астрономических исследований.
Задачи обучения:
Общеобразовательные: формирование понятий:
О методах астрономических
исследований: астрономических наблюдениях
(визуальных, фотографических,
фотометрических, спектроскопических и т.д.),
астрономических измерениях и космических
экспериментах;
- о классификации методов астрономических
исследований в зависимости от их задач и
используемых инструментов;
- об условиях проведения и особенностях
астрономических исследований;
- об астрономических формулах, позволяющих
рассчитывать основные физические
характеристики космических объектов на
основе данных астрономических наблюдений;
- о применении физических приборов в
астрономических исследованиях, их
назначении, устройстве и принципе действия.
Воспитательные: формирование научного мировоззрения учащихся в ходе знакомства с методами астрономических исследований. Патриотическое воспитание при ознакомлении с ролью российской науки и техники в развитии астрономических и космических методов исследования Вселенной. Политехническое образование и трудовое воспитание при изложении сведений о практическом применении физики для создания астрономических методов исследования, приборов и средств космонавтики.
Развивающие: формирование умений анализировать информацию, составлять классификационные схемы, решать задачи на расчет основных физических характеристик космических тел по данным астрономических наблюдений.
Ученики должны знать :
Основные методы
астрономических исследований: наблюдения (визуальные,
фотографические, фотометрические,
спектроскопические и т.д.), измерения и
космические эксперименты; в том числе,
наиболее подробно - о применении
спектрального анализа для определения
основных физических характеристик
космических объектов (химического состава,
светимости, температуры, массы, размеров,
скорости и направления движения и т.д.);
- условия проведения и особенности
астрономических наблюдений;
- о применении законов физики для
определения основных физических
характеристик космических объектов и
взаимосвязи этих характеристик;
- некоторые формулы, позволяющих
рассчитывать основные физические
характеристики (массы, размеры, светимость
и т.д.) космических объектов (звезд и планет)
на основе данных астрономических
наблюдений (о блеске и параллаксе)
космических объектов;
- о применении физических приборов (электрофотометров,
ФЭУ, фотоаппаратуры, спектрометров) в
астрономических исследованиях, их
назначении, устройстве и принципе действия.
Ученики должны уметь : составлять классификационные схемы, пользоваться вышеперечисленными приборами.
Наглядные пособия и демонстрации:
- фотографии
, диапозитивы
,
схемы
и рисунки
крупнейших
обсерваторий мира;
- диафильмы
"Что изучает астрономия";
"Развитие представлений о Вселенной";
"Методы астрофизических исследований";
- кинофильмы
(фрагменты кинофильмов):
"Астрономия и мировоззрение"; "Практические
применения астрономии";
- таблицы
: "Методы астрономических
исследований"; "Спектральные
исследования"; "Спектральный анализ";
- приборы
: электрофотометр (люксметр),
ФЭУ, спектроскоп, высотомер, теодолит.
Задание на дом:
1. По материалу учебников:
- Б.А. Воронцов-Вельяминова
:
повторить §§ 1(1, 2), 2 (2), изучить § 14; упр.
14.
- Е.П. Левитана
: повторить § 1; вопросы к
параграфу.
- А.В. Засова, Э.В. Кононовича
: повторить
§ 1(1-5), изучить§§ 12, 14; упр. 14.5 (1,2).
2. Выполнить задания из сборника задач Воронцова-Вельяминова Б.А. : 238; 240.
3. Дополнительные задачи для учащихся физико-математических классов: выполнить задания из сборника олимпиадных задач В.Г. Сурдина : 11.7; 11.8; 11.11; 11.16.
План урока
|
Этапы урока |
Методы изложения |
Время, мин |
|
|
Актуализация астрономических знаний; повторение материала по физике и астрономии |
Беседа |
||
|
Изложение нового
материала:
|
Лекция, беседа, рассказ учителя |
20-25 |
|
|
Закрепление изученного материала. Решение задач |
Работа у доски, самостоятельное решение задач в тетради |
||
|
Подведение итогов урока. Домашнее задание |
Методика проведения урока:
В начале урока проводится повторение и проверка знаний, приобретенных ранее на уроках астрономии и физики и актуализируется предназначенный к изучению материал. Ученикам задают вопросы:
- Что такое астрономия? Какие разделы астрономии вы знаете? Что они изучают?
- Как развивалась астрономия? Какие ученые внесли наибольший вклад в ее развитие?
- Как применяются людьми знания по астрономии?
- Какие методы астрономических исследований вы знаете? Каковы их особенности?
- Какие астрономические инструменты вам известны? Как и для чего они применяются?
В ходе опроса учитель дополняет, исправляет и обобщает знания учащихся. Знаниям учеников о методах астрономических исследований (с. 13) уделяется особое внимание.
Затем с опорой на знания по физике о шкале электромагнитных волн, характеристиках и свойствах ее основных диапазонов и о спектрах излагается материал:
Анализ электромагнитного излучения космических объектов дает астрономам свыше 90 % сведений об их физической природе, основных характеристиках и особенностях, о космических явлениях и процессах.
До середины XIX века астрономия была исключительно оптической: все наблюдения велись в узком (400-760 нм) диапазоне длин волн видимого света, затем исследования распространились на инфракрасный и ультрафиолетовый диапазоны, а к середине ХХ века астрономы могли исследовать почти весь диапазон теплового излучения. Космонавтика позволила вести изучение космических объектов во всем диапазоне длин волн электромагнитного излучения.
Современная астрономия является всеволновой наукой.
Наземные исследования электромагнитного излучения космических объектов имеют свои особенности, определяемые прозрачностью земной атмосферы для разных длин волн электромагнитного излучения (рис. 84).
Земная атмосфера имеет два "окна прозрачности": в диапазоне радиоволн длиной от 1 мм до 15-30 м и в оптическом диапазоне (0,3 мкм < l < 1,5-2 мкм). Остальное излучение поглощается или рассеивается молекулами и атомами воздуха.
|
Рис. 84 |
Энергия квантов света () тем выше, чем меньше длина волны. Поэтому, хотя человеческий глаз видит в диапазоне от 4× 10 -7 до 7,6× 10 -7 м, лучше всего он воспринимает волны желто-зеленой части спектра (l = 555 нм) - часть спектра солнечного излучения, на которую приходится максимум спектральной плотности энергетической светимости Солнца и наименее поглощаемой земной атмосферой. С уменьшением освещенности земной поверхности - в сумерках, ночью, - глаз становится более чувствительным к более энергичным лучам сине-фиолетовой части спектра (l = 507 нм). Тренированный глаз способен различать цвета (участки спектра) с разностью длин волн в 2× 10 -9 м.
По той же причине земные растения равнин окрашены в зеленый цвет, а высокогорные имеют голубовато-синий оттенок: чем больше солнечной энергии падает на их листья, тем интенсивнее идет процесс фотосинтеза.
Сведения о применении спектрального анализа для изучения физических характеристик космических объектов привлекают внимание учеников своей высокой результативностью, интригуют их, создают положительные мотивы к изучению материала по физике и астрономии. К началу изучения раздела школьники уже должны изучить материал о спектральном анализе в рамках соответствующего раздела физики; однако желательно в ходе небольшой беседы повторить и актуализировать знания учащихся, задавая им вопросы: "Что такое спектр? Какие виды спектров вы знаете? Какие объекты, в каком состоянии дают линейчатые? Полосатые? Сплошные спектры? Как по спектру объекта определить его химический состав? Температуру? Скорость и направление движения? В случае массового затруднения следует дать ученикам необходимые разъяснения.
Открытие основ спектрального анализа в середине XIX века произвело подлинную революцию в астрофизике. Спектральный анализ позволил установить основные физические характеристики космических тел: температуру, скорость движения по лучу зрения, наличие магнитного поля, химический состав и т. д., позволил судить о процессах, протекающих в атмосферах и на поверхности космических тел.
Первые спектральные наблюдения космических тел производились визуально, при помощи спектроскопа, вмонтированного в окулярный узел телескопа. Затем спектры космических тел стали фотографироваться.
В настоящее время ученые могут изучать спектры космических объектов на всем протяжении шкалы электромагнитных волн: от радио- до g -диапазона, исследуя не только тепловое излучение тел, испускаемое веществом за счет внутренней энергии движения его молекул и атомов, при переходе электронов с одного энергетического уровня на другой и их рекомбинации (10 -9 < l < 10 -3 м), но и нетепловое излучение (l < 10 -9 м и l > 10 -3 м), возникающее при ускоренном движении электронов, атомном распаде и других процессах.
Механизм и особенности излучения определяются из характера непрерывного спектра.
Основное число спектральных линий лежит в пределах диапазона длин волн оптического излучения (10 -11 -10 -2 м). С помощью специальных светофильтров ученые могут "вырезать" определенный участок спектра и подробно исследовать излучение в очень узком (до 1-2× 10 -9 м) диапазоне длин волн, свойственном какому-либо отдельному химическому элементу. По спектру космических тел можно определить их температуру.
 |
| Рис. 85 |
По закону Вина: длина волны, на которую приходится максимум спектральной плотности энергетической светимости, обратно пропорциональна температуре тела: , где в = 2,898× 10 -3 м× К - постоянная Вина.
Для многих космических объектов максимум энергетической светимости лежит в невидимой части спектра. У планетных тел он находится в основном в инфракрасной и радиоволновой части спектра: для Земли l max » 0,01 мм; для высокотемпературных звезд может смещаться в ультрафиолетовую область и т.д.
По ширине спектральных линий можно судить о светимости космических тел.
По спектру космических тел можно определить их химический состав. Сравнивая положение линий (полос) поглощения или излучения в спектре космического тела и эталонных спектрах различных химических элементов и соединений, ученые определяют качественный химический состав, а по яркости (интенсивности) линий и полос судят о количественном (процентном) содержании каждого элемента или соединения.
По спектру космических тел можно судить о степени ионизации и состоянии его вещества, концентрации вещества, давлении и массе газа в туманностях и звездах.
По спектру космических тел можно судить о наличии и мощности их магнитных полей, воздействующих на электромагнитные волны; в результате каждая линия в спектре "расщепляется" на 2 или более линии-близнеца (эффект Зеемана-Штарка).
По спектру космических объектов, наблюдаемых как единое целое даже в мощнейшие телескопы, можно установить, какие из них на самом деле являются системами космических тел и какие тела с какими характеристиками входят в эти системы: спектры их просто "накладываются" один на другой.
По спектру космических тел можно определить характеристики их движения: наличие и скорость вращения, направление и скорость перемещения в пространстве относительно наблюдателя, а в ряде случаев и расстояние до них.
По принципу Доплера для оптики, при сближении наблюдателя с источником излучения длины волн излучения укорачиваются (линии в спектре равномерно сдвигаются) в фиолетовую часть спектра; при удалении объекта спектральные линии сдвигаются в красную часть спектра.
Вращение космических тел
обнаруживается по регулярному смещению
линий в оба конца от среднего положения. По
лучевым скоростям отдельных областей
внутри галактик из их спектров узнают о
внутренних движениях и распределении масс
вещества; по интенсивности эмиссионных
линий - о количестве горячего газа,
особенностях его распределения и скоростях
движения внутри галактики. Для далеких
галактик величина "красного смещения"
спектральных линий пропорциональна их
удаленности: 
,
где l
0 - длина волны
спектральной линии при неподвижном
источнике, v л
- скорость по лучу
зрения.
Первые фотографические наблюдения космических объектов начались в 40-х годах прошлого века сразу после изобретения фотографии. Астрономы высоко ценят преимущества астрофотографии перед визуальными наблюдениями: интегральности - способности фотоэмульсии постепенно накапливать световую энергию (с помощью обычного фотоаппарата на установке с часовым механизмом за 15 минут экспозиции можно получить снимки звезд до 9 m , за 1 час - до 11 m); моментальности; панорамности; объективности - на нее не влияют личные особенности наблюдателя. Фотография является своеобразным документом: многие астрономические открытия были сделаны или уточнены, доказаны с помощью фотографий, сняты десятки лет назад, поэтому негативы астрофотонаблюдений хранятся в специальных архивах обсерваторий. Обычная фотоэмульсия более чувствительна к сине-фиолетовому излучению, однако в настоящее время астрономы применяют при съемке космических объектов фотоматериалы, чувствительные к различным частям спектра электромагнитных волн, не только к видимым, но и к инфракрасным и ультрафиолетовым лучам. Чувствительность современных фотоэмульсий составляет десятки тысяч единиц ISO. Широкое применение в астрономии в последние десятилетия получила также киносъемка и видеозапись, применение телевидения.
Телескопы, предназначенные для проведения фотографических наблюдений, называются астрографами .
Одним из основных методов астрофизических исследований является астрофотометрия , определяющая энергетические характеристики объектов путем измерения энергии их электромагнитного излучения. Основными понятиями астрофотометрии являютсяблеска и звездной величины небесного светила.
В ходе краткого опроса (беседы) актуализируем знания учеников о блеске небесных светил, шкале звездных величин, формуле Погсона и основных фотометрических понятиях (освещенности и законах освещенности). Напоминаем, что определяемая звездная величина зависит от спектральной чувствительности приемника излучения. Вводим понятия:
Визуальная звездная величина (m v) определяется прямым наблюдениями и отвечает спектральной чувствительности человеческого глаза (максимум чувствительности вблизи l ~ 555 мкм).
Фотографическая звездная величина (m р) определяется измерением освещенности светилом на фотопластинке (при фотографических наблюдениях), чувствительной к сине-фиолетовым и ультрафиолетовым лучам.
Болометрическая звездная величина (m в ) определяется прибором болометром и отвечает полной, просуммированной по всему спектру излучения, мощности излучения светила. "Нулевая" болометрическая величина (m в = 0 m) равна световому потоку 2,54× 10 -8 Вт/м 3 и создает освещенность 2,77× 10 -7 Лк.
Для протяженных, имеющих большие угловые размеры объектов определяется интегральная (общая) звездная величина, равная сумме блеска его частей.
Для сравнения энергетических характеристик космических объектов, удаленных на разные расстояния от Земли, ведено понятие абсолютной звездной величины.
Абсолютная звездная величина (М ) - звездная величина, которой обладало бы светило на расстоянии 10 парсек от Земли:
Где p - параллакс светила, r - расстояние от светила. 10 пк = 3,086× 10 17 м.
Абсолютная звездная величина ярчайших звезд-сверхгигантов около -10 m .
Абсолютная звездная величина Солнца + 4,96 m .
До середины XIX века фотометрия космических объектов была исключительно визуальной: для измерения световых характеристик космических объектов использовался человеческий глаз.
В визуальных фотометрах блеск светила сравнивается с яркостью искусственного источника света, изменяемого с помощью дымчатого клина или системы поляризаторов. Точность измерений достигает 0,02 m .
В фотографической фотометрии измеряются размеры и степень почернения негативного изображения космического объекта, с точностью до 0,1 m -0,2 m .
С начала ХХ века применяются фотоэлектрические фотометры, обеспечивающие точность измерения до 0,1 m . Принцип их действия основан на применении светочувствительных фотоэлементов.
Основным инструментом современной астрофотометрии являются фотоэлектрические умножители (ФЭУ) (рис. 86).
 |
| Рис. 86. Схема ФЭУ |
Электрофотометры способы уловить разницу в блеске менее 0,001 m (рис. 87).
Напоминаем принятое в физике (фотометрии) понятие светимости и применяем его для описания энергетических характеристик космических объектов:
Светимость (L ) - количество энергии, излучаемой поверхностью светила в единицу времени. Светимость звезд выражается в абсолютных (энергетических) единицах или в сравнении со светимостью Солнца (L ¤ или L Ä ).
,
L ¤
= 3,86×
10 33 эрг/с.
Светимость светил зависит от их размеров и температура излучающей поверхности. В зависимости от приемников излучения различают визуальную, фотографическую и болометрическую светимость светил.
Светимость светила связана с видимой и абсолютной звездной величиной светила:
Коэффициент А (r ) учитывает поглощение света в межзвездной среде.
Осуществляем пропедевтическое знакомство школьников с астрономическими формулами, позволяющими рассчитывать основные физические характеристики космических объектов на основе данных астрономических наблюдений. Ученикам (пока) необязательно запоминать эти формулы: им достаточно знать об их существовании.
Светимость космических объектов
тесно связана с их температурой: 
,
где R *
- радиус светила, s
- постоянная Стефана-Больцмана, s
= 5,67×
10 -8 Вт/м 2×
К 4 .
Так как площадь поверхности шара 
,
а по уравнению Стефана-Больцмана ,
.
По светимости звезд можно определить их размеры:
По светимости звезд можно
определить массу звезд: 
Отражательную способность светил характеризует их альбедо . Альбедо равно отношению потока излучения, рассеянного по всем направлениям, к падающему на эту поверхность потоку излучения.
Для фотометрии планетных тел: , где Е 0 - освещенность на Земле, создаваемая планетой в полной фазе, Е - освещенность белого экрана размером с планету.
Альбедо зависит от химического состава космических тел и рельефа их поверхности, ее физического состояния и размеров тел. Сравнивая отражательную способность земных пород, минералов и различных химических соединений в разных физических состояниях с отражательной способностью поверхности планетных тел, можно сделать некоторые выводы о физической природе и химическом составе этих космических объектов.
Альбедо Земли равно 0,47; альбедо Венеры, из-за высоких отражательных свойств плотной атмосферы, равно 0,6; альбедо поверхности Луны, сложенной относительно темными горными породами, составляет 0,07.
Желательно хотя бы на чисто качественном уровне проследить цепочку обретения астрономических знаний (например, об основных параметрах звезд):
1) астрономические наблюдения и
измерения блеска и годичного параллакса
звезды, фотографирование ее спектра.
2) расчет расстояния до звезды;
3) расчет ее абсолютной звездной величины;
4) расчет ее светимости;
5) определение по вышеперечисленным
формулам других физических характеристик
звезды: ее температуры, размеров, массы.
6) определение по спектру звезды ее
химического состава, скорости и
направления движения, осевого вращения,
магнитного поля и других внутренних и
внешних параметров.
Следует отметить, что возможность определения ряда физических характеристик звезд (массы, размеров, светимости и т.д.) несколькими независимыми способами (на основе фотометрических данных, изучения спектров и т.д.) позволяет проверять и уточнять вышеупомянутые параметры, свидетельствует как об истинности и объективности и единстве законов физики для всей известной нам части Вселенной.
Изученные сведения закрепляются и обобщаются в ходе выполнения заданий по составлению классификационных схем и таблиц:
1. Составьте таблицу, отражающую применение спектрального анализа для определения физические характеристики основных типов космических тел (планетных тел, звезд, туманностей) и космических систем (планетных систем, звездных систем, галактик).
2. Составить классификационную схему методов астрономических исследований.
Задания выполняются сообща, всем классом, в ходе массового обсуждения под руководством и контролем учителя. Другой вариант выполнения заданий предусматривает работу по группам; вершиной ее должно стать обсуждение каждого группового варианта таблиц учащимися всего класса, а затем, на основе анализа и обобщения, построение итоговой таблицы.
Результатом деятельности учащихся должны стать табл. 13 и схема на рис. 88 (верхняя часть).
|
Космические объекты |
Физические характеристики |
Тип и особенности спектра |
Физические законы и способы определения характеристик объектов |
Планетные тела: планеты; спутники планет; астероиды; кометы (эмиссионный спектр) |
Химический состав |
Линии и полосы поглощения на фоне спектр отражения звезды (Солнца) |
По интенсивности и ширине спектральных линий и полос различных соединений с учетом температуры |
|
Температура |
|||
|
Давление и плотность атмосфер |
|||
|
Движение в пространстве: направление и относительная скорость |
По эффекту Доплера |
||
|
Осевое вращение: направление и период |
|||
Звезды |
Температура |
По интенсивности и ширине линий различных элементов |
|
|
Давление (плотность) |
|||
|
Химический состав |
По интенсивности линий с учетом температуры |
||
|
Светимость |
По ширине линий (обычно водородных) и сравнительной интенсивности некоторых линий. По эмпирически установленным зависимостям |
||
|
Вращение звезды и турбулентные движения вещества в ее верхних слоях |
По эффекту Доплера эти движения расширяют линии, одновременно делая их профиль более "мелким" |
||
|
Движение звезды в пространстве: направление и относительная скорость |
По эффекту Доплера |
||
|
Наличие и характеристики (индукцию) магнитного поля |
По эффекту Зеемана-Штарка, приводящего к расщеплению спектральных линий |
||
Туманности |
Температура |
Эмиссионные спектры |
По относительной интенсивности линий отдельных элементов |
|
Плотность |
|||
|
Химический состав |
|||
|
Электронная концентрация и масса газа |
По яркости туманности в непрерывном спектре |
||
|
Внутренние движения вещества и движение туманности как единого целого (направление, скорость) |
По эффекту Доплера |
||
Планетные системы |
Существование планетной системы у звезды |
По периодическим колебаниям всех линий и полос в спектре звезды |
|
|
Массы и периоды обращения планет |
По характеристикам данных периодических смещений |
||
Двойные звездные системы |
Существование двойных и кратных систем звезд |
В этом случае происходит периодический сдвиг или расщепление линий спектра |
|
|
Период обращения компонент |
|||
Галактики |
Интегральный звездный состав |
По наблюдаемым линиям в спектре поглощения и их интенсивности, а также по непрерывному спектру галактики |
|
|
Расстояние до галактики |
По эффекту Доплера: лишь для далеких галактик по величине "красного смещения" |
||
|
Внутреннее движение вещества в галактике и распределение масс |
По лучевым скоростям отдельных областей внутри галактики по эффекту Доплера и характеристики перемещения галактики как единого целого |
||
|
Количество "горячего" газа в галактике и особенности его распределения (состав) |
По интенсивности эмиссионных линий в спектре различных участков галактики |
2. Чему равен диаметр звезды, если ее температура 10 4 К, а светимость 6× 10 3 L ¤ ?
3. Задача, предложенная учащимся на городской астрономической олимпиаде (г. Магнитогорск):
Можно ли с помощью фотометра, установленного на телескопе, наблюдать звезды 12 m звездной величины, если от звезды 7 m такого же спектрального класса регистрируется 4000 квантов в секунду, а уровень шума фотометра составляет 100 квантов в секунду. Объясните ваши вычисления.
В пособии "Методика преподавания астрономии в средней школе" [, с. 67-73] рекомендуется следующая методика изложения сведений о применении спектрального анализа в астрономии:
Последовательность изложения материала: 1) сообщить, что лучи света, создающие ощущение разного цвета, отличаются между собой только длиной волны электромагнитных колебаний; 2) показать простейший путь получения спектра с помощью спектроскопа и цветные фотографии спектров; 3) объяснить, при каких условиях (в газовой среде) возникают линии спектра. Чем выше плотность газа, тем он непрозрачнее, тем выше яркость сплошного спектра. Линии появляются при прохождении света через более холодную атмосферу звезды и т.д. 4) Рассказать об эффекте Доплера-Физо и его применении в астрономии. Рекомендуется обратить внимание на особенности изучения радиоспектров и "окна прозрачности" земной атмосферы.
Статья А.Д. Марленского, Ф.М. Порошина "Изучение спектрального анализа в курсе астрономии средней школы" почти не содержит астрономического материала. Для учащихся XI класса предлагаемая методика формирования понятий достаточно сложна, но может применяться в педвузах в работе со студентами физико-математического факультета.
- наблюдения - лабораторные работы - практические работы - учебная программа - учебные пособия - лекции - педагогический эксперимент - дидактика - контрольные работы - задача