Какие звезды обладают очень низкой плотностью

Массы и плотность звезд

Размеры звезд.

Из-за очень большого расстояния до звезд их диски нельзя разглядеть ни в какие телескопы. Угловые размеры небольшого числа звезд удалось измерить лишь при помощи специальных оптических приборов — звездных интерферометров. В большинстве случаев диаметры звезд оценивают лишь теоретически по известной температуре и светимости.

Известно, что мощность излучения горячего тела (его светимость) L пропорциональна произведению абсолютной температуры Т в четвертой степени на площадь поверхности S. (Закон Стефана — Больцмана.) Для шара S=4pR2, где R- радиус. Поэтому выражение для светимости звезды можно записать следующим образом: L=sT4 4pR2. (Здесь s — коэффициент пропорциональности, постоянная Стефана – Больцмана равен 5,7 10-8 Вт/(м2К2).) Для светимости Солнца можно записать аналогичное выражение: L=sT4с 4pR2с Из этих двух выражений следует Отсюда, зная L и Т звезды, легко найти ее радиус, выраженный в радиусах Солнца, R=RcОбычно радиус и светимость звезды выражают в солнечных единицах Rс=1 и Lс=1.

Тогда LgR=

Поперечники самых крупных звезд в 1000 и более раз превосходят солнечный Звезда, открытая в созвездии Кита, в 10 раз меньше Земли по диаметру, а размеры нейтронных звезд порядка десяти километров.

Наиболее важной характеристикой каждой звезды является ее масса. В той или иной степени от массы зависят все остальные свойства звезд. Непосредственно массу можно оценить только по гравитационному воздействию звезды на окружающие тела. Массу Солнца, например, определяют по известным периодам обращения планет. Она примерно равна 2 1030кг. Звезд планеты не видны, и подобным образом оценить их массу нельзя. Но во многих случаях звезды образуют пары, и тогда для оценки массы можно воспользоваться третьим законом Кеплера , зная из наблюдений большие полуоси их орбит и скорости движения.

Для двойных звезд измерения масс показали, что почти во всех случаях они заключены в пределах от 0,1 до 10 масс Солнца. Более массивные звезды, имеющие массу 10—50Мс, в природе крайне редки. Звезды массой меньше 0,1Мс из-за низкой температуры и малого размера почти не излучают света. Поэтому еще неясно, как часто они встречаются в природе.

Самые малые по массе звезды значительно массивнее любой планеты Солнечной системы. Именно большой массой звезд и определяется их способность разогреваться и излучать свет. Даже у самой большой планеты Солнечной системы — Юпитера — масса составляет около Если бы можно было в сотни раз увеличить массу этой планеты, Юпитер превратился бы в звезду.

Независимые измерения масс и светимостей звезд показали, что для большинства из них эти величины связаны друг с другом: светимость приблизительно пропорциональна четвертой степени массы. Иными словами, выполняется примерное равенство:

Это означает, что, если звезда имеет массу, вдвое большую, чем Солнце, она излучает примерно в 16 раз больше света.

Используя соотношение между массой и светимостью, можно по известной светимости примерно оценить массу звезды. Для одиночных звезд этот косвенный метод определения массы является практически единственным.

Измерения показали, что звезды не так сильно отличаются друг от друга по массам, как по размерам или светимостям. По этой причине звезды очень большого размера, имея примерно такую же массу, как и остальные, обладают очень низкой средней плотностью вещества. У таких звезд, как Солнце, средняя плотность близка к плотности воды. У звезд-гигантов и сверхгигантов из-за их больших размеров она ничтожно мала — часто значительно ниже, чем плотность воздуха на уровне моря. Но и при такой плотности звезда представляет собой непрозрачный газовый шар.

Из сказанного ясно, что самой высокой средней плотностью должны обладать звезды малых размеров.

Формула LgR=связывает между собой три важные характеристики звезды — радиус, светимость и эффективную температуру. Вместе с тем, как мы уже знаем, имеется важная эмпирическая зависимость между спектром, т. е. фактически температурой, и светимостью (диаграмма Герцшпрунга — Рессела). Это значит, что все три величины, входящие в формулу, не являются независимыми и для каждой последовательности звезд на диаграмме спектр — светимость можно установить определенное соотношение между спектральным классом и радиусом. Для того чтобы сделать это соотношение наглядным, изменим несколько диаграмму спектр-светимость. Будем откладывать вместо визуальной абсолютной звездной величены абсолютную болометрическую звездную величину и вместо спектрального класса — логарифм соответствующей эффективной температуры. При этом общий характер диаграммы в основном сохранится. На такой диаграмме положение всех звезд, имеющих одинаковые радиусы, изобразится прямыми линиями, поскольку зависимость между LgL и LgT в формуле линейная. На рис. приведены линии постоянных радиусов, позволяющие легко находить размеры звезды по ее светимости (абсолютной звездной величине) и спектру (эффективной температуре).

Замечательно, что на рис. главная последовательность, а также, в меньшей степени, последовательность сверхгигантов изобразились почти прямыми линиями. Это позволяет установить для данных звезд эмпирическую зависимость между болометрической светимостью и радиусом. Так, например, для большинства звезд главной последовательности выполняется соотношение L=R5,2

Обнаружена важная эмпирическая зависимость между массой и болометрической светимостью, изображенная на рис. Прямая на этом рисунке изображает зависимость L=M 3,9

Преонные звезды — самые плотные звезды во Вселенной

Когда звезда массой от 3 до 10 масс Солнца истощает своё топливо, она становится сверхновой, колоссальным взрывом рассеивая часть своего вещества в космическое пространство. После этого её ждет судьба нейтронной звезды, состоящей из сдавленных друг с другом нейтронов, но что если давление гравитации окажется слишком высоким? В таком случае уже сами нейтроны окажутся, разорваны на свои составляющие части — кварки.

Подобные гипотетические объекты, где кварки свободно перемещаются внутри звездного ядра, называются кварковыми звездами. Но что будет, если повысить давление ещё выше, но при этом его всё равно будет недостаточно, для того, чтобы звезда превратилась в черную дыру. В таком случае кварки будут разорваны на свои гипотетические составляющие — преоны. Преоны это окончательные фундаментальные частицы, комбинацией которых можно объяснить свойства всех остальных частиц. Это очень занятная гипотеза, но, к сожалению, она противоречит Стандартной Модели, которая успешно объясняет окружающую реальность, хоть и не до конца. И самое главное, преонная гипотеза противоречит существованию Бозона Хиггса, который был успешно обнаружен.

Но что, если допустить реальность преонов, как если бы они и в самом деле существовали, и преонная гипотеза оказалась верной? Тогда звезда, обладающая массой, лишь немного недотягивающей до превращения звезды в черную дыру, смогла бы превратиться в звезду преонную. Звезду при массе более трех солнечных, обладающую радиусом всего несколько километров. Звезду с невероятной плотностью. При массе равной массе Земли, она имела бы размер примерно равный размеру теннисного шарика. Но преонная гипотеза была признана неверной, и никаких следов преонной сверхновой обнаружено не было. Так что место для преонных звезд осталось исключительно в научной фантастике, там, где они смогут получить достаточно уважения.

Средние плотности звезд

Средние плотности звезд изменяются в интервале от 10-6 г/см3 до 1014 г/см3 — в 1020 раз! Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3 кг/м3. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х107 кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белые карлики (1010- 1011 кг/м3). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Мало похоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом», учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во много раз больше, чем сами ядра атомов или электроны.

Массы и размеры звезд.

Урок 10. Массы и размеры звезд

Цели урока:
Личностные: организовывать собственную познавательную деятельность; формулировать высказывания относительно возможности познания окружающего мира косвенными методами.
Метапредметные: обоснованно доказывать многообразие мира звезд; формулировать выводы об особенностях методов определения физических характеристик звезд, классифицировать небесные тела; работать с информацией научного содержания.
Предметные: давать определения понятий «двойные звезды», «затменно-двойные звезды».
Основной материал: Определение массы звезд методом изучения двойных систем. Размеры и плотность вещества звезд. Модели звезд.

Планируемые результаты:

Предметные: Развитие пространственного, логического мышления, творческого потенциала личности.

Знать — важнейшие закономерности мира звёзд;

— диаграммы «спектр–светимость» и «масса–светимость»;

— способ определения масс двойных звёзд;

— основные параметры состояния звёздного вещества:

— плотность,

— температура,

— химический состав,

— физическое состояние;

— важнейшие понятия:

— годичный параллакс,

— светимость,

— абсолютная звёздная величина;

— устройство и назначение телескопа;

— устройство и назначение рефракторов и рефлекторов

Уметь применять основные положения ведущих физических теорий при объяснении природы Солнца и звёзд;

— решать задачи на расчёт расстояний до звёзд по известному годичному параллаксу и обратные, на сравнение различных звёзд по светимостям, размерам и температурам;

— анализировать диаграммы «спектр–светимость» и «масса–светимость»;

— находить на небе звёзды

Личностные: Формирование положительного отношения к учению, готовности и способности, обучающихся к саморазвитию и самообразованию

Метапредметные:

1. Умение самостоятельно определять цели своего обучения, ставить и формировать для себя новые задачи в учебе и познавательной деятельности;

2. Умение самостоятельно планировать пути достижения целей;

3.Умение соотносить свои действия с планируемыми результатами, осуществлять контроль своей деятельности в процессе достижения результата;

4. Умение оценивать правильность выполнение учебной задачи, собственные возможности ее решения;

Тип урока: комбинированный урок

План:

1) Организационный момент. Актуализация знаний.

2) Изучение нового материала.

3) Закрепление изученного. Итог урока.

Ход урока:

1)Организационный момент.

Объявление темы и цели урока.

Вопросы:

  1. В чем главная причина различия спектров звезд?
    2. От чего зависит светимость звезды?

3.Как определяют расстояния до звезд?
4. От чего зависит цвет звезды?

2) Изучение нового материала.

Двойные звезды. Определение массы звезд

Среди звезд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звезды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. Если же в результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то их называют физическими двойными звездами.

Первым, кто доказал, что такие звезды действительно существуют, был известный английский астроном Вильям Гершель (1738—1822). Множество двойных звезд открыл и исследовал В. Я. Струве. В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звезд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными. В настоящее время считается, что большинство звезд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то визуально-двойной. Если же об этом можно судить только по спектру, то спектрально-двойной.

Редким примером двойной звезды, оба компонента которой различимы даже невооруженным глазом, являются Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы. Среди ярчайших звезд также были обнаружены двойные: Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звезд такой пары сама состоит из нескольких звезд. Так, Мицар и Капелла имеют в своем составе четыре компонента, а Кастор — шесть. Выяснилось, что α Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого — «ближайшая»).

У двойных звезд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких десятков лет (в редких случаях превышают 100 лет). Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звезд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.

Несмотря на многочисленность двойных звезд, достаточно надежно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

где m1 и т2 — массы компонентов звездной пары; M1 и М2 — массы Солнца и Земли; Т1 — период обращения звезд; Т2— период обращения Земли; А — большая полуось орбиты двойной звезды; а — большая полуось земной орбиты. Приняв период обращения Земли и величину большой полуоси ее орбиты равными 1, и пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим, что в массах Солнца:

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния А1 и А2 (А = А1 + А2) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

Решая систему двух уравнений,можно вычислить массу каждой звезды.

У спектрально-двойных звезд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера. Оно меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яркости и спектры звезд, составляющих пару, сходны, то в спектре наблюдается периодическое раздвоение линий (рис. 5.16, а). Пусть компоненты А и В занимают положения А2 или В2, когда один движется по направлению к наблюдателю, а другой — от него. Спектральные линии приближающейся звезды сместятся к фиолетовому концу спектра, а удаляющейся — к красному. Линии в спектре будут раздвоены. В положениях А1 и В1 оба компонента движутся перпендикулярно к лучу зрения, и раздвоения линий не наблюдается. Если одна из звезд настолько слаба, что ее линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды (рис. 5.16, б).

Для наблюдателя,который находится в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, ее компоненты будут поочередно загораживать, «затмевать» друг друга. Такие звезды называют затменно-двойными или алголями — по названию наиболее известной звезды этого типа β Персея. Ее арабское название «эль гуль» (дьявол) постепенно превратилось в Алголь. Возможно, что еще древние арабы заметили странное поведение этой звезды: в течение 2 суток 11 часов ее яркость остается постоянной, но затем за 5 часов она ослабевает от 2,3 до 3,5 звездной величины, а за следующие 5 часов ее прежняя яркость восстанавливается (рис. 5.17).

В настоящее времяизвестно более 5 тыс. затменно-двойных звезд. Их изучение позволяет определить не только характеристики орбиты, но также получить некоторые сведения о самих звездах. Продолжительность затмения дает возможность судить о размерах звезды. Рекордсменом здесь является ε Возничего, в системе которой при периоде 27 лет затмение продолжается 2 года. Когда во время затмения свет одной звезды проходит через атмосферу другой, можно детально исследовать строение и состав этой атмосферы. Форма кривой блеска некоторых звезд свидетельствует о том, что их форма существенно отличается от сферической (рис. 5.18). Близкое расположение компонентов приводит к тому, что газы из атмосферы одной звезды перетекают на другую. Иногда эти процессы принимают катастрофический характер, и наблюдается вспышка Новой звезды.

Определение массзвезд на основе исследований двойных звезд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.

В последние годы тщательные спектральные наблюдения более 100 близких звезд типа Солнца и холоднее его позволили обнаружить в спектрах некоторых звезд незначительные смещения линий, по-видимому, связанные с обращением вокруг них тел планетного типа, масса которых порядка массы Юпитера и даже меньше. Возможно, что дальнейшие поиски приведут к открытию других планетных систем, сходных с Солнечной системой или непохожих на нее.

Размеры звезд. Плотность их вещества

К сожалению, звезды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна (рис. 5.19).

В большинстве случаев размеры звезд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

Отношениесветимостей звезды и Солнца будет равно:

Приняв, что = 1 и = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца)

Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звезд, расстояния до которых невелики.

Звезды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру (рис. 5.20). Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звездами являются белые карлики, диаметр которых несколько тысяч километров (рис. 5.21).

Расчеты средней плотности звезд различных типов, проведенные на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10-3 кг/м3, что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 109 кг/м3.

Модели звезд

В зависимости от массы и размеров звезды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).

Звезды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. У более горячих звезд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует. В этих звездах конвекция происходит в ядре протяженностью до 1/4 их радиуса, окруженном лучистой оболочкой (рис. 5.22).

Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объем (9/10 радиуса) составляет протяженная конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотической» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмется до размеров, примерно равных размерам Земли. Внутри белого карлика температура достигает 10 млн К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.

Понять, как связаны между собой различные типы звезд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звезд, образующих огромные звездные системы — галактики.

3) Закрепление изученного. Итог урока.

Домашнее задание. §23 , вопросы

Вопросы

1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд?
2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звезд сверхгигантов и карликов?
3. Каковы размеры самых маленьких звезд?

Упражнение

1. Определите сумму масс двойной звезды Капелла, если большая полуось ее орбиты раина 0,85 а. е., а период обращения 0,285 года.
2. Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца, если его параллакс равен 0,003″, а видимая звездная величина 0,34?
3. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше массы Солнца?

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *