рефераты конспекты курсовые дипломные лекции шпоры

Реферат Курсовая Конспект

Нейтронні зорі. Чорні діри.

Нейтронні зорі. Чорні діри. - раздел Астрономия, Методичні вказівки та інструкції до самостійної роботи з астрономії Питання Для Самостійного Опрацювання: 1. Затемнювано-Змінні Зорі...

Питання для самостійного опрацювання:

1. Затемнювано-змінні зорі

2. Фізичними змінними зорями

3. Нові зорі

4. Наднові зорі

5. Чорні діри

Завдання:

прочитати теоретичний матеріал

законспектувати відповіді на питання

підготувати реферат на теми:

 

 

Якщо протягом кількох вечорів спостерігати за зорею β Персея, то помітно, що її блиск змінюється. Цю властивість зорі виявили середньовічні арабські астрономи. Усі зірки світять рівномірно, а одна чомусь періодично підморгує, от її і назвали Ель-Гуль (диявол). Із часом назва перетворилася на Алголь. У 1784 році англійський астроном Дж. Гудрайк (1764-1786) виявив змінність зір β Ліри та βЦефея і встановив строгу періодичність змін блиску Алголя. З часом виявлено понад 30000 змінних зір. Усіх їх можна поділити на дві групи: затемнювано-змінніта фізичні змінні зорі.

Затемнювано-змінні зорі,наприклад, Алголь, — це ще одна назва затемнювано-подвійних. У процесі обертання компоненти періодично закривають один одного від спостерігача. Зміну видимої зоряної величини таких зір від часу зображають у вигляді графіка. Вигляд кривої залежить від розмірів, форми, маси, світності компонентів і відстані між ними. Для Алголя крива блиску зображена на рис. 1. Поки затемнення нема, блиск майже незмін­ний (ділянки ВС та DEна графіку). Якщо головна зоря затемнюється менш яскравим супутником, блиск різко зменшується (ділянка АВ) — настає голо­вний мінімум. Якщо супутник заходить за головну зорю, то блиск змінюється мало (ділянка CD) — настає вторинний мінімум. Період змінності Алголя становить 2 доби 20 год 48 хв. До речі, алголями називають цілий клас змінних зір.

 

 

 

Фізичними змінними зоряминазивають зорі, причиною зміни світності яких є процеси в надрах. Прикладом є зоря Міра. У нашій Галактиці і за її межами виявлено десятки тисяч фізичних змінних зір. Усіх їх поділяють на дві групи: пульсуючізмінні зорі та спалахуючизмінні зорі.

Причиною зміни світності пульсуючих зір є їх стиски та розширення. При стиску зорі розміри її фотосфери зменшуються, а температура зростає. Відповідно підвищується світність та блиск. При розширені, навпаки; температура і блиск спадають. Пульсувати можуть лише гіганти та надгіганти.

Чергування розширень та стисків деяких зір відбуваються хаотично. Але багато змінних зір пульсують строго періодично зі значною точністю. Такі пульсуючі змінні зорі, блиск яких плавно і періодично змінюється, називаються цефеїдами.

Назва походить від зорі δ Цефея — добре вивченої представниці цього класу зірок.

Із періодом 5 діб 8 год 47 хв її видима зоряна величина змінюється від 3,5 до 4,4. При цьому температура поверхні зорі коливається від

5500 К до 6700 К. Радіус зорі при пульсуванні змінюється від 3,5·107 км до 3,9·107 км.

Усі цефеїди є жовтими надгігантами спектральних класів р і С. Амплітуда зміни блиску різних цефеїд лежить у межах 0,5-2 зоряної величини. Найменшу амплітуду коливань світності має Полярна зоря — одна з найближчих цефеїд (із періодом 3 доби 16 год 5 хвїї видима зоряна величина змінюється від 1,94 до 2,05).

За періодом змінності цефеїди поділяються на:

• довгоперіодичні (період від 1 доби до 70 діб);

• короткоперіодичні (період від 80 хв до 1 доби).

Дивовижною властивістю цефеїд є те, що між світністю та періодом існує зв'язок: що більший період зміни блиску цефеїди, то вища її світність. За відомим періодом можна визначити світність, а, отже, й абсолютну зоряну величину. Маючи видиму зоряну величину, знаходять відстань до зорі. Така властивість цефеїд робить їх маяками Всесвіту. Ці змінні зорі видно на значних відстанях, адже вони мають високу світність. Цефеїди спостерігають і в інших галактиках, визначаючи у такий спосіб відстань до цих галактик.

Крім цефеїд, існують довгоперіодичні змінні зорі з періодами від 80 до 1000 діб - міриди. Назву цій групі дала зоря Міра. Вона змінює свою світність у1740 разів із періодом приблизно 332 доби. Видима зоряна величина при цьому коливається від 2 до 10,1.

До спалахуючих змінних належать кілька типів зір, зокрема молоді світила, які зазнають нерівномірного гравітаційного стискання і, відповідно, нерівномірно випромінюють (наприклад, зоря γ Тельця). Однак найцікавішими зі спалахуючих змінних зір є нові та наднові.

Новиминазивають зорі, світність яких раптово зростає в тисячі і навіть мільйони разів. За кілька днів блиск зорі відчутно збільшується, а потім протягом кількох років зменшується до нормальних значень. У середньому при спалаху нових зір виділяється 10 Дж енергії, а їхній блиск зростає на 12 зоряних величин. Яскрава нова зоря виявлена 23 серпня 1975 року в сузір'ї Лебедя.

До спалаху її видима зоряна величина дорівнювала +21, а в максимумі спалаху +1,9, тобто за лічені дні її світність зросла у 40 млн років.

У спокійному стані нові зорі є доволі слабкими, тому вивчити їх можна лише за допомогою потужних телескопів. Наприклад, абсолютна зоряна величина нової в сузір'ї Лебедя до спалаху М= +11, а світність у 250 разів нижча від сонячної. Вчені з'ясували, що всі нові є подвійними системами. Білий карлик і звичайна зоря, трохи менша за Сонце, утворюють тісну пару. Через надзвичайну близькість компонентів виникає потік газу з поверхні звичайної зорі на поверхню білого карлика. Маса і температура утвореної оболонки білого карлика зростають і коли досягають критичного значення, розпочинається термоядерний вибух (в оболонці з водню синтезується гелій). При цьому білий карлик «скидає» із себе оболонку, яка зі значною швидкістю (до 1000 км/с) розлітається в простір. Після спалаху процес перетікання речовини на білий карлик відновлюється. Тому в середньому через 1000 років спалахи нової повторюються. Існують також нові зорі, які спалахують у тисячі разів слабше, проте значно частіше. Зараз відомо понад 200 нових, які спалахнули в нашій Галактиці, і приблизно 300 - із Галактики Туманність Андромеди.

Іноді в надрах деяких зір відбуваються вибухи такої неймовірної сили, що практично руйнують всю зорю. При цьому світила випромінюють, як мільярди Сонць.

Йдеться про наднові зорі- спалахуючі зорі, світність яких приблизно за 10 діб зростає до значень 1034 Вт і вище. При спалаху наднової зорі її блиск зростає на 19 і більше зоряних величин. Невидима до того зірка стає такою яскравою, що її іноді можна побачити навіть удень. У 1054 році в сузір'ї Тельця спалахнула наднова зоря. У китайських літописах розповідається про те, що «зорю-гостю» було видно вдень протягом 23 діб. Зараз на місці наднової зорі 1054 року спостерігається газова Крабоподібна туманність, яка швидко розширюється. У центрі туманності виявлено інтенсивне джерело радіохвиль — пульсар. У листопаді 1572 року явище наднової в сузір'ї Кассіопеї спостерігав датський астроном Т. Браге. Учений відзначив, що зоря не поступається яскравістю Венері. Через 16 місяців наднова щезла. Г. Галілей та Й. Кеплер спостерігали наднову зорю, яка з'явилася в 1604 році у Змієносці. Спалахи наднових — рідкісне явище. У нашій Галактиці наднові вибухають приблизно раз на 200-300 років, тому переважно це спостерігають в іншихгалактиках. Блиск наднової сумірний із блиском усієї Галактики, а іноді й перевищує його. Повна енергія, яка вивільняється при спалаху наднової близька до тієї, яку Сонце випроменило за весь час свого існування (5 млрд років). Що ж відбувається із зорею, які причини цього вибуху?

Деякі зорі на кінцевих етапах еволюції зазнають значного гравітаційного стиску (колапсу). У зорі утворюється надщільне ядро і відносно менш густа оболонка. Якщо стиск різко припиняється, то зовнішні шари, рухаючись за інерцією, наштовхуються на ядро. При гальмуванні кінетична енергія падаючої плазми перетворюється в теплоту і температура на поверхні ядра підвищується до 7-8 млрд К. Ударна хвиля, відбившись від ядра, рухається в оболонці назовні і ще більше нагріває її. Речовина оболонки розжарюється до температур, за яких починаються термоядерні реакції з утворенням можливих хімічних елементів. Іноді ланцюгова реакція охоплює і ядро. Майже миттєво виділяється колосальна енергія, відбувається грандіозний вибух, який і руйнує зорю, зриваючи з неї зовнішні шари. Із залишків наднової формується маленька нейтронна зоря.

Потужність вибуху настільки велика, що плазма зруйнованої зорі розлітається в усі боки зі швидкістю близько 20000 км/с, створюючи сильні магнітні поля. Елементарні частинки, які гальмуються цими полями, є джерелами радіовипромінювання. Імовірно, виявлені в кількох місцях Молочного Шляху газові туманності, що розширюються та інтенсивно випромінюють радіохвилі, є залишками спалахів наднових зір.

У 1932 році радянський фізик Л. Д. Ландау (1908-1968) теоретично довів, що за певних умов під дією величезного тиску, спричиненого вагою зовнішніх шарів зорі, атоми в її надрах можуть руйнуватись. При цьому нуклони настільки зблизяться, що густина речовини сягне фантастичного значення2·1017 кг/м3 . Протони, захопивши вільні електрони зруйнованих атомів, перетворяться в нейтрони і виникне надщільна нейтронна зорядуже малих розмірів, яка швидко обертається. Наприклад, якби Сонце стало нейтронною зорею (чого не буде ніколи), то мало б радіус 14 км і оберталося б навколо своєї осі з періодом 0,001 с. Учені тривалий час не вірили в існування цих дивовижно щільних об'єктів.

У липні 1967 року студентка Кембріджського університету Дж. Белл, працюючи на надзвичайно чутливому радіотелескопі, виявила у сузір'ї Лисички дивовижне джерело радіохвиль. Його інтенсивність була строго періодична і повторювалась через 1,3373 с. Строга періодичність та малий період наштовхували на думку, що це «привіт» від іншої цивілізації. Але за півроку виявили ще три таких джерела названих пульсарами.

У центрі Крабоподібної туманності є пульсар із періодом 0,0331 с. У 1969 році його ототожнили зі слабкою зорею (т=16,5), яка змінює свій блиск із тим же періодом. Цей об'єкт і є залишком наднової зорі 1054 року.

Згідно з сучасними уявленнями, пульсари(від англійського pulse – імпульс) – це нейтронні зорі, які дуже швидко обертаються і мають сильне магнітне поле, вісь обертання якого не збігається з механічною віссю обертання. На поверхні пульсара є область, яка інтенсивно випромінює електромагнітні хвилі. При обертанні нейтронної зорі ця область регулярно повертається до спостерігача, який і фіксує імпульс випромінювання. Приблизно так працює проблисковий маячок карети швидкої допомоги.

Наприкінці XVIII століття видатний французький математик і астроном П. Лаплас (1749-1827) передбачив існування екзотичних об'єктів - чорних дір.

 

 

Така назва пов'язана з тим, що з чорної діри назовні не може вирватися ні частинка, ні випромінювання.

Щоб покинути назавжди деяке небесне тіло, потрібно рухатися з другою космічною швидкістю:

де G - гравітаційна стала, R - радіус об'єкта, М - маса об'єкта.

Якщо друга космічна швидкість перевищує швидкість світла у вакуумі,

то, зрозуміло, що навіть випромінювання не «вирветься» з такого об'єкта.

Радіус небесного тіла, за якого воно перетворюється в чорну діру, називається

гравітаційним радіусом: де G - гравітаційна стала, М – маса об'єкта, с - швидкість світла у вакуумі.

Гравітаційний радіус для Сонця близько 2,95 км, а для Землі – близько9 мм.

Сфера, яка описується гравітаційним радіусом, називається сферою Шварцшильда(К. Шварцшильд (1873-1916) — німецький астроном), або горизонтом подій

Чорними дірами стають деякі зорі на завершальних етапах свого розвитку. Це означає, що у Всесвіті та й у нашій Галактиці чорних дір доволі багато. Але як знайти об'єкт, від якого жоден сигнал не може йти безпосередньо? Вчені вказують кілька способів виявлення чорних дір.

По-перше, чорна діра своїм гравітаційним полем суттєво змінює траєкторії близьких зір. Зафіксовані «безпідставні» відхилення в русі видимих об'єктів астрономи пояснюють існуванням «невидимої» причини - чорної діри. По-друге, ці об'єкти, наче пилососи, вбирають речовину. У середньому в Галактиці в кожному кубічному сантиметрі є один атом. Чорна діра притягує ці частинки, і вони, розганяючись, падають на неї. Міжзоряна речовина завжди має деяку швидкість, напрям якої не обов'язково збігається з напрямом на чорну діру. Тому, рухаючись за інерцією, під дією гравітації газ починає обертатися навколо чорної діри і поступово провалюється в неї. Приблизно так рухається легка кулька по плівці, прогнутій важкою кулею (див. рис. 2).

Навколо чорної діри утворюється так званий акреційний диск. Частинки диска сильно розганяються й інтенсивно випромінюють. Таким чином, речовина зникає в чорній дірі, залишаючи «на згадку» електромагнітні хвилі, які вона випромінювала до того. Якщо чорна діра і звичайна зоря утворюють тісну пару, то акреційний диск особливо потужний, адже поповнюється речовиною, що витікає зі звичайної зорі. Рентгенівське випромінювання такого диска дуже інтенсивне. Аналіз випромінювання багатьох рентгенівських джерел, що є компонентами тісних пар (а це можуть бути не тільки чорні діри але і нейтронні зорі), засвідчив, що чорною дірою є, імовірно, об'єкт у сузір'ї Лебедя (назвали Лебідь Х-1). Якщо це так, то маса цієї чорної діри 10, радіус 30 км, а основна частина випромінювання диска належить області радіусом200 км.

Розділ астрономії, що вивчає походження об'єктів космосу, називається космогонією. Наукові основи космогонії закладені І. Ньютоном, який довів, що рівномірний розподіл речовини у просторі є нестійким і під дією власної гравітації утворюються ущільнення газу. Цю теорію у 1902 році розвинув англійський астрофізик Дж. Джине (1877-1946). Утворені з газопилового середовища Галактики згустки, які стискаються своїм гравітаційним полем, називаються протозорями. При зменшені об'єму температура протозорі зростає і вона інтенсивно випромінює в інфрачервоному діапазоні спектра. Тривалість цієї стадії залежить від маси — від сотень тисяч років (дня масивних протозір) до сотень мільйонів років (для протозір, легших за Сонце). Коли температура в надрах протозорі сягає кількох мільйонів кельвінів, розпочинаються термоядерні реакції синтезу гелію, виділяється величезна енергія, значно зростає тиск в надрах і стискання припиняється. Протозоря перетворюється у звичайну зорю і займає місце на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Рессела.

Діаграма Герцшпрунга - Рессела.

Масивніші зорі випромінюють сильніше і належать до ранніх спектральних класів, а зорі малої маси, відповідно, розташовуються нижче від Сонця і належать до пізніх спектральних класів. Тривалість перебування зорі на головній послідовності залежить від запасів водню (термоядерного палива) у ядрі та інтенсивності його використання. Для зір типу Сонця цей процес триває приблизно 10 млрд років, а для зорі масою М (у масах Сонця): років.

Що легша зоря, то триваліший час вона перебуває на головній послідовності. Наприклад, блакитний гігант (М = 20) використовує свій запас енергії за 1,25 млн років, а червоний карлик (М=0,5) - за 80 млрд. років,

Після вигоряння водню в надрах зорі утворюється гелієве ядро, а термоядерні реакції відбуваються в тонкому шарі на його межі. При цьому оболонка зорі розбухає. Енергія, яка поступає з надр тепер розподіляється на більшу площу і тому температура фотосфери падає. Зоря сходить з головної послідовності поступово перетворюючись в надгігант чи гігант.

Якщо маса зорі незначна, то її ядро не спроможне втримати роздуту оболонку і та поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі -білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі нема і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: через 6-7 млрд років пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим карликом.

Еволюція масивних зір проходить бурхливіше. У кінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане нейтронною зорею або чорною дірою (див. рис. 1).

Скинута під час вибуху наднової, оболонка стає матеріалом для утворення зір наступного покоління. Під час розвитку зорі внаслідок ядерних реакцій у її надрах можуть утворюватись усі хімічні елементи таблиці Менделєєва до заліза включно. Важчі елементи синтезуються лише при вибуху наднових. Тому є всі підстави вважати, що Сонце — зоря другого покоління, у якій є домішки речовини, яка в свій час побувала в надрах зірок першого покоління.

Сузір’я Лебідь

 

Крабоподібна туманність

 

 

– Конец работы –

Эта тема принадлежит разделу:

Методичні вказівки та інструкції до самостійної роботи з астрономії

Запорізький авіаційний коледж.. ім о г івченка.. методичні вказівки та інструкції..

Если Вам нужно дополнительный материал на эту тему, или Вы не нашли то, что искали, рекомендуем воспользоваться поиском по нашей базе работ: Нейтронні зорі. Чорні діри.

Что будем делать с полученным материалом:

Если этот материал оказался полезным ля Вас, Вы можете сохранить его на свою страничку в социальных сетях:

Все темы данного раздела:

Методи та засоби астрономічних спостережень.
Питання для самостійного опрацювання: 1.Коротка характеристика про спостереження. -астрономічні спостереження неозброєним оком - телескопи - радіотелескопи

Астрономічні спостереження неозброєним оком
Астрономічні спостереження неозброєним оком – найперший і найдавнішій метод астрономічних спостережень. Ним користувалися до того, як Галілей винайшов свій перший телескоп у 1609 р. Але спостережен

Телескопи
  На жаль, більшість об’єктів ми не можемо спостерігати неозброєним оком, бо його можливості обмежені. Телескопи (tele (грецьк.) – далеко, skopos – бачити) д

Радіотелескопи
  Для реєстрації електромагнітного випромінювання у радіодіапазоні (λ > 1 мм) створені радіотелескопи, які приймають радіохвилі і передають їх до приймача. Розглянемо на екран

Закріплення матеріалу.
1. Які методи астрономічних спостережень ви знаєте? 2. Який з них найдавніший? 3. Які його недоліки? 4. Які ви знаєте системи телескопів? 5. Які переваги і недол

Астрономія та визначення часу.
Питання для самостійного опрацювання: 1. Основні точки і лінії небесної сфери. 2. Кульмінації світил. 3. Зоряний час. 4. Зоряна доба. &

Основні точки і лінії небесної сфери.
Визначення основних точок і ліній небесної сфери починають з найпростішого - з установлення вертикального напрямку за допомогою виска. Прямовисна лінія (лінія виска) перетинається з небесною сферою

Основні точки і лінії небесної сфери.
Визначення основних точок і ліній небесної сфери починають з найпростішого - з установлення вертикального напрямку за допомогою виска. Прямовисна лінія (лінія виска) перетинається з небесною сферою

Кульмінації світил.
Внаслідок добового обертання небесної сфери кожне світило, описуючи на небі коло (тим менше, чим ближче світило до полюса світу), двічі перетинає небесний меридіан. Явище проходження світи

Планети–гіганти та їх супутники. Загальні характеристики планет-гігантів. Малі тіла сонячної системи.
Питання для самостійного опрацювання: 1. Планети- гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун. 2. Супутники. 3. Плутон та його супутник - Харон. 4.Малі тіла сонячної с

Сатурн.
Сатурн - друга планета-велетень і шоста числом планета в Сонячній системі. Майже у всьому подібна до Юпітера, вона обертається навколо Сонця з періодом 29,5 земних років на відстан

Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю.
Питання для самостійного опрацювання: 1. Сонце — велетенська газова куля. 2. Обчислення чисел Вольфа проводять на кожний день. 3. Активність Сонця впливає на погоду

САМОСТІЙНА РОБОТА №6
Зоряні скупчення та асоціації. Туманності. Підсистеми Галактики та її спіральна структура Питання для самостійного опрацювання:   1. Будова нашої Галактики.

Будова нашої Галактики.
Більшість зір у Галактиці утворю­ють певні системи, які тривалий час існують у спільному гравітаційному полі. Велика частина зір рухається у подвійних та кратних системах, у яких компоненти обертаю

Обертання зір навколо центра Галактики.
Сонце розташоване поблизу площини Галактики на відстані 25 000 св. років від її ядра. Вектор швидкості Сонця відносно найближчих зір направлений до сузір’я Геркулес. Разом з

Центр Галактики
Як показали спостереження, більшість кулястих зоряних скупчень знаходяться в одній части

Наші найближчі сусіди у Всесвіті — Магелланові Хмари та Туманність Андромеди.
Дослідження інших велетенських зоряних систем – інших галактик – розпочав В. Гершель наприкінці XVIII ст. Відкривши і склавши каталоги загалом понад 2 500 туманнос­тей, він дослідив їхні форми і зн

Визначення відстаней до інших галактик. Закон Габбла.
Як уже неодноразово наголошувалось, одні­єю з найважливіших проблем в астрономії є визначення відстаней до космічних об’єктів. Починаючи з 20-х років XX ст., цю проблему щодо галактик майже розв’яз

Скупчення галактик.
Спостерігаючи гравітацій­ну взаємодію планет та зір, астрономи звернули увагу на своєрідну ієрархічну структуру руху космічних тіл: 1) Планети та їх супутники, що обертаються навколо своєї

Квазари.
У всіх галактиках, окрім найменших, виділяється яскрава центральна зона, яка називається ядром. У звичайних галактиках, таких як наша, велика яскравість ядра пояснюється вис

Квазари виявилися результатом зіткнення галактик
  Світності квазарів у сотні разів більші від потужності найбільшої галактики з її сотнями мільярдів зір. Поблизу деяких квазарів виявле­но викиди – велетенські потоки речовини. Розгл

Хотите получать на электронную почту самые свежие новости?
Education Insider Sample
Подпишитесь на Нашу рассылку
Наша политика приватности обеспечивает 100% безопасность и анонимность Ваших E-Mail
Реклама
Соответствующий теме материал
  • Похожее
  • Популярное
  • Облако тегов
  • Здесь
  • Временно
  • Пусто
Теги