Астрономия 16 группа урок 11.12.2020

Астрономия 16 группа урок 11.12.2020

Тема: 1. Цефеиды – маяки во вселенной. 2. Проверка знаний.

Задания:

1. Изучить представленный материал по теме «Цефеиды – маяки во вселенной». ( лекцию и §24 учебника)

2. Изучить презентацию.

3. Ответьте письменно на вопрос 4 стр.170 учебника.

4. Решите тест ( по вариантам).

№п/п	ФИО	Вариант
	Апушкина Надежда Алексеевна
	Васильев Антон Андреевич
	Виноградова Анна Александровна
	Копанцева Анна Алексеевна
	Кудряшова Александра Васильевна
	Малышко Мария Денисовна
	Петров Андрей Романович
	Полежаев Семен Юрьевич
	Тихомирова Валентина Сергеевна
	Хрулева Елизавета Николаевна

Тест «Основные характеристики звёзд»

Вариант 1.

1. В каких пределах лежат массы звёзд?

Д) 0,05 М_⊙ ≤ М ≤ 100 М_⊙;

Е) 100 М_⊙ ≤ М ≤ 1000 М_⊙;

Ж) 0,005 М_⊙ ≤ М ≤ 0,5 М_⊙;

З) 5 М_⊙ ≤ М ≤ 10 М_⊙.

2. Какие звёзды называют белыми карликами?

Д) Звёзды, которые имеют огромные размеры (во много раз больше Солнца) и очень маленькую плотность (в сотни и тысячи раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли), средняя температура 4 000 - 5 000 К.

Е) Небольшие горячие звезды (средняя температура 10 000 К); многие из них меньше Земли и даже Луны, но они имеют громадную плотность порядка 10⁷ г/см³.

Ж) Звёзды с температурой 6 000 К, имеющие такие же размеры, как и Солнце.

З) Звёзды с температурой 12 000 К, имеющие размеры такие же, как и Солнце.

3. Найдите соответствие между понятиями и их определениями. К каждой позиции первого столбца подберите позицию из второго столбца.

1. Нейтронные звёзды… 2. Черные дыры …

1. … это звёзды размер, которых соизмерим с размером Солнца и имеющие температуру поверхности 6 000 К. 2. … это небольшие невидимые звёзды (радиус около 10 км), с очень огромной плотностью (10¹⁸-10¹⁹ г/см³). Вокруг такой звезды вращается диск, состоящий из вещества и испускающий электромагнитные волны рентгеновского диапазона. 3. … это небольшие (радиус около 10 км), сверхплотные звезды (10¹² – 10¹⁷ г/см³⁾. Недра таких звезд состоят из нейтронов, образовавшихся в результате слияния протонов с электронами под влиянием сверхвысокого сжатия.

4. Визуально-двойная звезда – это такая двоичная звезда, двойственность которой…

Д) …обнаруживается по периодическому раздвоению или колебанию спектральных линий в спектре звезды.

Е) …может быть замечена при наблюдении в телескоп или даже невооружённым глазом.

Ж) …проявляется в периодическом изменении видимого блеска звезды.

З) …перпендикулярна лучу нашего зрения на неё.

5. Какова причина излучения Солнцем огромной энергии?

Д) Цепная ядерная реакция урана в короне.

Е) Реакция термоядерного синтеза - образование гелия из водорода в ядре.

Ж) Горение кислорода в фотосфере.

З) Горение углерода в фотосфере.

6. Укажите причину образования «новой» звезды.

Д) Нарушение равновесия между давлением раскаленных газов и световым давлением, с одной стороны, и, гравитационными силами взаимного притяжения всех составляющих звезду частиц вещества, с другой.

Е) «Новая» звезда образуется при взрыве, который происходит при столкновении звезд; энергия возникает за счет энергии их движения.

Ж) Все новые звезды образуются из близких двойных звезд. Присутствие спутника вызывает неустойчивость главной звезды, что приводит к взрыву.

З) Звёзды меняющие свою светимость периодически.

7. Разделение звезд на сверхгиганты, гиганты и карлики связано прежде всего с большим различием их…

Д) …температур.

Е) …размеров.

Ж) …плотностей.

З) …светимостей.

8. К какому спектральному классу относятся жёлтые звёзды? Чему равна средняя температура поверхности таких звёзд?

Д) Спектральный класс О. Средняя температура поверхности звезды 30 000 К.

Е) Спектральный класс В. Средняя температура поверхности звезды 20 000 К.

Ж) Спектральный класс А. Средняя температура поверхности звезды 10 000 К.

З) Спектральный класс G. Средняя температура поверхности звезды 6 000 К.

9. Блек новой звезды увеличивается вследствие того, что…

Д) …звезда сбрасывает, расширяясь, внешнюю оболочку.

Е) ...звезда очень сильно сжимается

Ж) ...постепенно рассеиваются в пространстве её вешние слои.

З) …внешняя оболочка через некоторое время возвращается обратно (падает на звезду).

Вариант 2.

1. Пульсары – это….

Д) ...быстро вращающиеся нейтронные звёзды, периодически испускающие импульсы радиоизлучения.

Е) …звёзды периодически изменяющие свою светимость.

Ж) …«новые» звёзды.

З) …«сверхновые» звёзды.

2. Что собой представляет звезда?

Д) огромный раскаленный газовый шар;

Е) шарообразное тело, состоящее из раскаленной плазмы;

Ж) шарообразное тело, которое отражает падающий на него свет;

З) нестабильное космическое тело, излучающее электромагнитные волны.

3. К какому спектральному классу относятся голубые звёзды? Чему равна средняя температура поверхности таких звёзд?

Д) Спектральный класс О. Средняя температура поверхности звезды 30 000 К.

Е) Спектральный класс В. Средняя температура поверхности звезды 20 000 К.

Ж) Спектральный класс А. Средняя температура поверхности звезды 10 000 К.

З) Спектральный класс G. Средняя температура поверхности звезды 6 000 К.

4. Выделение энергии в недрах звезд происходит в результате:

Д) Цепной ядерной реакции урана.

Е) Реакции термоядерного синтеза - образование гелия из водорода.

Ж) Горение кислорода.

З) Горение углерода в фотосфере.

5. Какие звёзды называют красными гигантами?

Ж) Звёзды с температурой 6 000 К, имеющие такие же размеры, как и Солнце.

З) Звёзды с температурой 12 000 К, имеющие размеры такие же, как и Солнце.

6. Чёрные дыры…

Д) … это звёзды размер, которых соизмерим с размером Солнца и имеющие температуру поверхности 6 000 К.

Е) … это небольшие невидимые звёзды (радиус около 10 км), с очень огромной плотностью (10¹⁸-10¹⁹ г/см³). Вокруг такой звезды вращается диск, состоящий из вещества и испускающий электромагнитные волны рентгеновского диапазона.

Ж) … это небольшие (радиус около 10 км), сверхплотные звезды (1012 – 1017 г/см³). Недра таких звезд состоят из нейтронов, образовавшихся в результате слияния протонов с электронами под влиянием сверхвысокого сжатия....

З) …это звёзды превосходящие звёзд-сверхгигантов.

7. Затменно-двойная звезда – это такая двоичная звезда, двойственность которой…

Д) …обнаруживается по периодическому раздвоению или колебанию спектральных линий в спектре звезды.

Е) …может быть замечена при наблюдении в телескоп или даже невооружённым глазом.

Ж) …проявляется в периодическом изменении видимого блеска звезды.

З) …перпендикулярна лучу нашего зрения на неё.

8. Двойные звёзды – это …

Д) Звёзды расположенные в различных частях Галактики, но имеющие определённые силы взаимодействия между собой не изученные человечеством;

Е) Комбинация звёзд карликов.

Ж) ..звезды, расположенные на небольшом расстоянии друг от друга и вращающиеся вокруг общего центра тяжести.

З) Комбинация, состоящая из звёзд сверхгигантов.

9. Найдите соответствие между понятиями и их определениями. К каждой позиции первого столбца подберите позицию из второго столбца.

1. Вспышка сверхновой звезды… 2. Светимость сверхновых звезд в максимуме блеска…

1. ...представляет собой грандиозную катастрофу, происходящую с некоторыми звёздами. 2. …является обычным событием для многих звезд. 3. …примерно такая же как у новых звезд. 4. …в сотни тысяч раз превосходит светимость новых звезд.

Цефеиды - звездные «верстовые столбы» Вселенной

...они дали самый надежный способ определения больших расстояний.

А ведь вся история астрономии – это спор о расстояниях. Сначала до Луны и Солнца,

затем до звезд, туманностей и галактик.

Харлоу Шепли, астроном

Этих редких звезд в нашей Галактике насчитывается всего несколько сотен. Эти звезды ритмично меняют свою яркость с периодами в несколько десятков дней. Их прототипом является звезда Альредиф - δ Цефея, к ним же принадлежит и Полярная - α Малой Медведицы.

С помощью этих звезд с успехом оценивают расстояния до ближайших галактик на удалении до ~ 30 млн. парсек.

Звезды, сыгравшие и продолжающие играть выдающуюся роль в астрономии, звезды, раздвинувшие горизонты космоса до бескрайнего мира галактик, желтые сверх- и гипергиганты - классические цефеиды.

Цефеида SU Кассиопеи в 1411 св. годах от Земли, окруженная туманностью vdB 9.

Видны темные, поглощающие свет пылевые облака. Пыль отражает свет цефеиды, придавая vdB 9 характерную голубую окраску, типичную для отражательных туманностей.

Изображение охватывает область размером около 24 св. лет.

Сегодня цефеиды одни из самых незаменимых для астрофизиков звезд Вселенной. - Они являются «стандартными свечами», - объектами с известной светимостью, при помощи которых можно фотометрическими способами точно рассчитать расстояния в космосе.

У цефеид существует четкая математическая зависимость период-светимость, которую вывела ещё в 1908 году Генриетта Ливитт, наблюдая за цефеидами в Малом Магеллановом Облаке. Из нее следует, что с чем бо́льшим периодом пульсирует цефеида, тем больше светимость звезды. А значит, сравнив последнюю величину с ее видимым блеском, можно узнать расстояние до цефеиды, а также и до галактики в которой она находится.

А ведь в начале 20-го века астрономический мир пребывает в уверенности, что Вселенная состоит из единственной галактики - нашего Млечного Пути. Правда, в научных кругах уже активно ведутся дискуссии о расстояниях до спиральных туманностей.

Краху моногалактического мира кладет начало эстонский астроном Эрнст Эпик. - В 1922 году, исходя из соображений динамики и используя данные о вращении туманности Андромеды, он оценивает расстояние до нее в 450 килопарсек (современное значение - 772 килопарсек или 2,5 млн. св. лет).

В 1923 году Эдвин Хаббл, исследуя фотопластинки со 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, определяет расстояние до туманности Андромеды уже по 36 найденным в ней переменнымзвездам. И хотя первые оценки составляли около 250 килопарсек, даже эти значения окончательно и однозначно подтвердили внегалактическую природу туманности.

Теперь мы рассматриваем Вселенную именно как мир галактик.

Пометки Э. Хаббла на вставке в правом нижнем углу.

Сравнивая между собой различные фотопластинки, Э.Хаббл пытался найти новые — звёзды, переживающие внезапное увеличение яркости излучения. Он нашёл несколько таких звёзд и отметил их буквой «N». Чуть позже он обнаружил, что одна из открытых звёзд в правом верхнем углу (она отмечена линиями) не является новой, а представляет из себя переменную звезду типа цефеиды. Тогда он зачеркнул «N» и написал «VAR!» (англ. variable - переменная.)

В правом верхнем углу - современный снимок с телескопа «Хаббл», сделанный почти 90 лет спустя.

Цефеиды - переменные звезды.

Блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Так, количество выделяемой Солнцем энергии изменяется на ~ 0,1 % в течение всем известного одиннадцатилетнего солнечного цикла. Но со всей определенностью можно заявить, что Солнце - это постоянная звезда.

А вот у цефеид, которые принадлежат к обширному и разнообразному семейству переменных звезд, общее количество которых в нашей галактике уже насчитали более сотни тысяч, изменение выделяемой энергии может доходить до 600% за несколько дней.

Изменение яркости цефеиды V1 в галактике Андромеда в течение 31,4-дневного цикла.

Фото телескопа «Хаббл».

График изменения яркости этой же звезды. Хорошо заметен характерный для цефеид резкий подъем и плавный спад блеска.

Красные точки - наблюдения астрономов-любителей, желтые звезды - данные телескопа «Хаббл».

Иногда переменность звезд вызывается чисто геометрическими причинами. Например, в тесной двойной системе звезд просто-напросто одна звезда периодически заслоняет другую и нам кажется, что звезда становится то ярче, то тусклее.

Но чаще переменность звезд связана с их физическим состоянием, со вполне реальными изменениями поверхностной температуры и радиуса солнц. Причиной тому служат радиальные пульсации звездной атмосферы при которой частицы в ней движутся вверх и вниз по вертикали. - Атмосфера периодически сжимается и расширяется, при этом меняется поверхностная температура, светимость и радиус (до 15%) звезды. Более глубокие слои звезды эти пульсации не затрагивают.

А почему не пульсирует, к примеру, наше Солнце? Давайте посмотрим, чем же отличаются солнцеподобные звезды и классические цефеиды.

Карлики и гиганты

Цефеиды — массивные звезды, массами 4-12 солнечных, в прошлом голубые горячие гиганты спектрального класса В.

Это короткоживущие звезды, возрастом всего около нескольких десятков миллионов лет. Они уже проэволюционировали, исчерпав водород в ядре, и передвинулись на этап выгорания гелия (водороду в нашем Солнце гореть ещё около 6,4 млрд. лет).

Теперь температуры на их поверхностях достаточно невелики, - около 6 000 градусов, что относит их к желтым и бело-желтым спектральным классам F и G (к классу G относится и Солнце).

Однако, радиусы этих сверх- и гипергигантов составляют 50-70 солнечных, а светимости цефеид превосходят солнечную в тысячи, а то и в десятки тысяч раз. Поэтому эти звезды видны со значительных, в частности, межгалактических расстояний. Не случайно цефеиды называют "маяками Вселенной".

NGC 4603 с 36-ю зафиксированными цефеидами. - Одна из самых дальних галактик, в которой ещё различаются отдельные звезды. (Яркие звезды с дифракционными пиками - объекты нашей Галактики.)

Находится в 108 млн. св. лет от нас. Фото «Хаббла».

Все массивные звезды в течение своей эволюции рано или поздно проходят эпоху нестабильности (или полосу нестабильности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела). Причем, в зависимости от массы бывает, что и по нескольку раз.

Цефеиды тут не исключение - эти звезды пребывают именно в таком «смутном времени» своей жизни. - В ядре у них идет процесс выгорания гелия, при этом звезды претерпевают сложные эволюционные изменения. В зависимости от массы и возраста звезды, эти этапы нестабильности продолжаются от 10 до 350 тыс. лет. За это короткое время при пульсациях звезда выбрасывает в межзвездное пространство значительную долю своей массы и благодаря этому приходит вновь в устойчивое состояние. Можно с уверенностью заявить, что цефеидами не рождаются - цефеидами становятся.

Как однажды сказал М. Шварцшильд: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».

Так почему же они пульсируют?

Астрофизики долго не могли обнаружить причины таких пульсаций. Ведь звезда находится в равновесии двух сил - внутреннего давления газа и силы тяжести. Если такую систему вывести из равновесия, то без притока энергии свободные колебания в ней быстро затухнут и система опять придет к равновесию. Расчеты показывают, что звезде достаточно совершить 5-10 тыс. колебаний (это около 100 лет), чтобы прийти к равновесию. Однако та же дельта Цефея, открытая ещё в 1784 году, пульсирует с неизменной силой.

Что же заставляет пульсировать звездную атмосферу, если энергия от ядерного синтеза вырабатывается глубоко в недрах, а в самой атмосфере нет источников энергии? Ведь период пульсации цефеиды - это тот важнейший параметр, зная который, можно определить расстояние до этой звезды.

У звезд наподобие нашего Солнца, - плотных карликов, перенос энергии у поверхности осуществляется за счет конвекции - простого перемешивания вещества. - Холодные слои опускаются, горячие, подогреваемые снизу энергией от ядра, поднимаются.

Поверхностная гравитация у карликов велика, вещество вблизи атмосферы у них плотное и малопрозрачное и другим способом энергию на поверхность не вынести.

У гигантов же все наоборот - верхние слои разреженные и прозрачные, вследствие чего энергия выносится на поверхность за счет лучистого переноса (переизлучаясь от одной частицы к другой.)

Теперь представим себе ситуацию, когда у гиганта какой-то тонкий газовый слой в фотосфере (нижняя часть атмосферы) теряет свою прозрачность с повышением температуры. Что тогда происходит? - При сжатии звезды, излучение, идущее из ее недр к поверхности, упирается в этот малопрозрачный горячий слой. При этом энергия разогревает его ещё больше и слой, как любой нормальный газ, расширяется. Расширяясь, он охлаждается и теряет непрозрачность. Энергия вырывается наружу и теперь сила тяжести преобладает над давлением газа - звезда снова сжимается. И так по кругу.

Такой механизм пульсации звездной атмосферы получил название «клапанного механизма» (по аналогии с тепловым двигателем, где отток тепла при сжатии осуществляется при помощи клапанов.)

Другое распространенное название этого механизма - каппа-механизм, поскольку непрозрачность звездного вещества в астрофизике обычно обозначают греческой буквой к (каппа).

Основную роль в этом механизме играет так называемая зона двукратной критической ионизации гелия. Это та зона, в которой в течение цикла пульсаций гелий то ионизируется до «голого» ядра, то вновь рекомбинирует до однократно ионизованного состояния. (Важным свойство гелия здесь является то, что однократно ионизированный - он намного прозрачнее, чем когда у него оторвали все два электрона). При сжатии температура повышается, и чем больше гелий нагревается, тем больше ионизируется. На это уходит энергия, которая, таким образом, задерживается в этом слое. При последующем расширении гелий рекомбинирует (присоединяет электрон и становится однократно ионизированным), энергия высвечивается и уходит из зоны наружу.

Принцип «к-механизма».

Красными стрелками обозначена энергия, идущая из недр звезды, синими - сила тяжести.

В 1950-е годы С.А.Жевакин, советский физик, развивший идею «клапанного механизма» Эддингтона, открыл тот конкретный вариант к-механизма, который ответственен за пульсации переменных звезд многих типов, в частности, цефеид, переменных типа RR Лиры и многих других.

Почему ошибся Э. Хаббл?

Если классические цефеиды такие точные дальномеры, что при определении расстояний даже до далеких галактик погрешность составляет порядка 15-20%, то почему же у Э. Хаббла с туманностью Андромеда она составила 300%?

Прежде к цефеидам относили без разбору все звезды, сходные с цефеидами по морфологии кривой блеска. Астрономы обнаружили разницу только в 1940-х годах, когда стало понятно, что даже настоящие цефеиды делятся на два совершенно разных подтипа звезд: цефеиды типа I - наши классические цефеиды и цефеиды типа II или переменные типа W Девы. Светимость последних в несколько раз меньше, чем у классических. Переменные типа W Девы или цефеиды шаровых скоплений хоть и близки по характеристикам к классическим цефеидам, но имеют несколько другие параметры и периоды пульсаций.

В 1918 г. Х.Шепли, известный исследователь переменных звезд, ревизовал зависимость период-светимость и включил все повально цефеиды в единую калибровку. (Сегодня мы знаем, что выборка Шепли была неоднородна, и не все эти звезды имеют одинаковую светимость при одинаковом периоде). Так что Хаббл, глядя на классические цефеиды туманности Андромеды, применил к ним совсем не те формулы, какие требовались, отчего и вышла такая систематическая ошибка с расстоянием.

Сколько «ждать у моря погоды»?

Наши классические цефеиды считаются долгопериодическими переменными. Периоды их пульсаций достигают 200 дней. У цефеид типа II - до 35 дней.

Цефеиды разных периодов в галактике NGC 5584 в 70 млн. св. лет.

Фото «Хаббла» в УФ, видимом и ИК-диапазонах.

Периоды классических цефеид зависят не только от их масс, но и от возраста — по мере эволюции цефеиды её период уменьшается: для возраста ~10 млн. лет период составляет около 50 суток, а для возраста ~100 млн. лет — порядка суток.

Яркая иллюстрация этой зависимости - наша старенькая Полярная звезда (α Малой Медведицы) возрастом 60 млн. лет и периодом 3,97 суток. В конце 1980-х гг. было замечено явное уменьшение амплитуды ее пульсаций. Ожидалось, что к середине 1990-х гг. Полярная и вовсе перестанет быть цефеидой. Если бы Полярная прекратила пульсировать, то это был бы первый обнаруженный случай прекращения пульсаций цефеиды.

Впрочем, данные последних лет показывают, что уменьшение амплитуды пульсаций Полярной резко остановилось около 1993 г., и с тех пор амплитуда изменений ее блеска не меняется.