Слайд 1
ЗВЕЗДЫ
Сергей Арктурович ЯЗЕВ
Иркутский государственный университет
г. Иркутск
Слайд 21. ЗВЕЗДЫ
Звезды – самосветящиеся раскаленные газовые шары, черпающие из своих
недр колоссальные запасы энергии (Б.А.Воронцов-Вельяминов, 1983)
Звезда – пространственно обособленная гравитационно
связанная непрозрачная для излучения масса вещества, в которой в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий (Б.А.Воронцов-Вельяминов, 2000)
Звезды – это далекие солнца (Е.П.Левитан, 2004)
Слайд 3ЗВЕЗДЫ
Звезды – массивные горячие газовые шары
(А.В.Засов, Э.В.Кононович, 1993)
Звезды – газовые шары (Э.В.Кононович, В.И.Мороз, 2001)
Звезда – гравитационно связанная непрозрачная для излучения масса вещества, светимость которой в основной поддерживается происходящими в ней термоядерными реакциями. (В.В.Иванов, В.Г.Сурдин, 2009)
Звезда – тело массой от 0.1 до 150 масс Солнца (С.А.Ламзин, 2017)
Слайд 4ЗВЕЗДЫ
Звезды – массивные горячие небесные тела, в недрах которых хотя
бы на одном из этапов развития протекают термоядерные реакции
Массы –
от 0.1 до 150 масс Солнца
Размеры – от 0.01 до 1000 радиусов Солнца
Светимость до 1 млн светимостей Солнца
Температура поверхности – от 3000 до 50000 К
Слайд 5ЗВЕЗДЫ
Звезды – это небесные тела с массой от 0.1 до
150 Mʘ
С.А.Ламзин
Объекты с меньшей массой – коричневые карлики и планеты
Звезды с массой > 150 Mʘ пока не найдены
Слайд 6Гиппарх предложил систему звездных величин для оценки блеска звезд
1 величина
– самые яркие звезды
6 величина – самые слабые звезды, ещё
видимые невооруженным глазом
ГИППАРХ
190 – 120 гг до нашей эры
Слайд 7
Солнце – 26.7 m
Полная Луна – 12.7m
Венера,
МКС – 4m
Самые слабые звёзды
30m
Солнце – 26.7 m
Полная Луна – 12.7m
Венера, МКС -- 4m
Самые слабые звёзды 30m
ГИППАРХ
190 – 120 гг до нашей эры
Слайд 91 парсек (1 пк) = 206265 а.е. =
=206265 × 1,496×108 км = 3,08×1013 км = 3,26 св. года
Видимая звездная величина звезды, находящейся на расстоянии r0 = 10 пк называется ее абсолютной звездной величиной
Слайд 10Если звезда находится на расстоянии r,
А ее видимая звездная
величина m,
Можно записать:
E / E0 = 2,512(M – m)
Но видимая яркость меняется обратно пропорционально расстоянию
E / E0 = r02 / r2 , или E / E0 = 102 / r2
Поэтому
102 / r2 = 2,512(M – m)
Логарифмируем
2 – 2lgr = 0,4(M-m), откуда M = m + 5 – 5lgr
Слайд 11
Абсолютная звездная величина Солнца
M Солнца = + 4.8m
Слайд 12ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ СВОЙСТВ ЗВЕЗД
ОПЫТЫ С ПЕРВЫМ СПЕКТРОГРАФОМ
ИСААК НЬЮТОН, 1672
Слайд 15СХЕМА ДИФРАКЦИОННОГО СПЕКТОРГРАФА
Слайд 16КАК ОБНАРУЖИТЬ ПЛАНЕТЫ
ОКОЛО ДРУГИХ ЗВЕЗД?
Слайд 17КАК ОБНАРУЖИТЬ ПЛАНЕТЫ
ОКОЛО ДРУГИХ ЗВЕЗД?
МЕТОД 3
Попытаться обнаружить изменения в
спектре звезды во время транзита
Те же требования
к методу
ИСПЕЩРЕННЫЙ ЛИНИЯМИ ФРАУНГОФЕРА
Слайд 19Изучение спектров показало, что поверхностные
слои звезд состоят, в основном,
из водорода.
Атомов гелия примерно в 10 раз меньше,
а
всех остальных элементов таблицы Менделеева
меньше в тысячи и миллионы раз
Слайд 21ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ СОЛНЦА
ВОДОРОД
90.7 % по числу атомов
74 % по массе
ГЕЛИЙ 9.1 % по числу атомов
24 % по массе
ОСТАЛЬНЫЕ ЭЛЕМЕНТЫ 0.2 % по числу атомов
2 % по массе
Слайд 22Определение лучевых скоростей
Эффект Доплера
Слайд 23Определение лучевых скоростей
Эффект Доплера
Слайд 24Определение лучевых скоростей
Эффект Доплера
Слайд 25Определение магнитных полей
Эффект Зеемана
Слайд 26Определение температуры
Закон смещения Вина
Слайд 27Определение температуры
Закон Стефана-Больцмана
ε = σТ4
σ = 5,7× 10 -8 Вт/(м2
К4)
Слайд 28СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЕЗД
Спектры звезд различаются по числу линий и их
интенсивности
Звезды с одинаковой температурой имеют сходные спектры
Гарвардская классификация спектров звезд
O - B - A - F - G - K – M
Правило для запоминания:
O, Be A Fine Girl, Kiss Me
Слайд 30Механическое равновесие звезды –
результат баланса
сил тяготения и газового
давления
Чем глубже, тем больше вес вышележащих слоев,
поэтому давление газа
в звезде нарастает
от поверхности к центру
Плотность и температура вещества
растут по мере приближения к центру
Слайд 31Излучая энергию в окружающее пространство,
звезды теряют тепловую энергию.
Эта потеря
в основном компенсируется за счет
термоядерных реакций.
Что такое
термоядерные реакции?
Слайд 32Строение атома
нуклоны
При r< 10-15 м. Fnuc >> Fe
Слайд 33Капельная модель ядра
a) q = 0
b) q < qcr
c) qqcr
Слияние
ядер вплоть до ядра 56Fe26 происходит с выделением
энергии, т.е. железо – ядерная зола !
Слайд 36ПРОТОН-ПРОТОННАЯ ЦЕПОЧКА В ЯДРЕ СОЛНЦА
p + p → ²D +
e+ + νe
²D + p → 3He + 5.49 Мэв
3He + 3He →
4He + 2p + 12.85 Мэв
Дефект массы - 0.007
Слайд 37ПОЧЕМУ СВЕТЯТ ЗВЕЗДЫ?
ЕЖЕСЕКУНДНО
4 МИЛЛИОНА ТОНН ВОДОРОДА В ЯДРЕ СОЛНЦА ПРЕВРАЩАЮТСЯ В ГАММА-ИЗЛУЧЕНИЕ, СОГЛАСНО ФОРМУЛЕ ЭЙНШТЕЙНА
E = mc2
ЭТО И ЕСТЬ ИСТОЧНИК ЭНЕРГИИ СОЛНЦА И ДРУГИХ ЗВЁЗД
Слайд 42Звезды эволюционируют,
т.е. меняют свою структуру,
Химический состав, светимость и температуру
только потому что излучают,
т.е. теряют тепловую энергию
Звезда – незамкнутая
система !!!!
Слайд 43Что известно о звездах
и как это узнали ?
Информация
о звездах получена путем сравнения наблюдений с результатами расчета их
внутреннего строения
Наблюдения:
Поверхностные слои
температура, светимость и химический состав
Внутренние области
астросейсмология, нейтринное излучение
Расчеты моделей звезд:
- внутреннее строение и эволюция звезд разной массы
Слайд 49По мере сжатия зародыша звезды
температура в ее центральной области
растет
и когда достигает ≈ 5 млн К, начинаются термоядерные
реакции.
Сжатие прекращается и возникает
звезда главной последовательности.
Протозвездное облако теряет энергию,
излучая ее с поверхности в окружающее пространство,
и поэтому вынуждено сжиматься
У протозвездных облаков с M < 0.1 Mo
температура никогда не поднимается
выше 3 млн К и они будут сжиматься вечно.
Такие объекты - не звезды, а коричневые карлики
Слайд 50Рост Tc у коричневых карликов ограничивает
«вырождение» электронного газа.
Любая частица
имеет свойство волны, длина которой λ = h / mv
(длина
волны де Бройля),
где h – постоянная Планка, m – масса частицы, v – скорость частицы.
В центре Солнца у электронов λ << расстояния между ними r . Электрону «все равно», точечный его сосед или имеет размер λ.
Чем меньше T газа, тем меньше скорость его частиц v и больше λ,
а чем выше плотность газа, тем меньше r.
Поэтому если при данной температуре повышать плотность газа, то в какой-то момент окажется, что r < λ. Газ станет «вырожденным» -- квантовым
Слайд 52СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЕЗД
Спектры звезд различаются по числу линий и их
интенсивности
Звезды с одинаковой температурой имеют сходные спектры
Гарвардская классификация спектров звезд
O - B - A - F - G - K – M
Правило для запоминания:
O, Be A Fine Girl, Kiss Me
Слайд 53СВЯЗЬ МЕЖДУ ПАРАМЕТРАМИ ЗВЕЗД
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
спектр-светимость
цвет-светимость
температура-светимость
Слайд 54СВЯЗЬ МЕЖДУ ПАРАМЕТРАМИ ЗВЕЗД
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
спектр-светимость
цвет-светимость
температура-светимость
Слайд 55СВЯЗЬ МЕЖДУ ПАРАМЕТРАМИ ЗВЕЗД
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
спектр-светимость
цвет-светимость
температура-светимость
Слайд 56СВЯЗЬ МЕЖДУ ПАРАМЕТРАМИ ЗВЕЗД
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
спектр-светимость
цвет-светимость
температура-светимость
Слайд 57СВЯЗЬ МЕЖДУ ПАРАМЕТРАМИ ЗВЕЗД
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
спектр-светимость
цвет-светимость
температура-светимость
Слайд 58СВЯЗЬ МЕЖДУ ПАРАМЕТРАМИ ЗВЕЗД
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
спектр-светимость
цвет-светимость
температура-светимость
Слайд 59СВЯЗЬ МЕЖДУ ПАРАМЕТРАМИ ЗВЕЗД
Диаграмма
масса-светимость
L = М3,9
Слайд 60Солнце – средняя по всем параметрам звезда Галактики…
Слайд 62Что происходит со звездами разной массы после того,
как они
покидают главную последовательность ?
Начнем со звезд с M < примерно
10 Мo (включая Солнце !).
После того как водород в центральных областях звезды
превратился в гелий, эти области начинают сжиматься, а внешние,
наоборот, расширяться и становиться все холоднее и холоднее.
Когда T ядра достигает величины ≈ 200 млн. K, начинает гореть гелий.
К этому моменту звезда увеличивает свой первоначальный радиус
примерно в 10 раз, а Tef падает до ≈ 2000-3000 K
звезда становится красным гигантом
Слайд 63Что происходит со звездами разной массы после того,
как они
покидают главную последовательность ?
Слайд 64При более высоких температурах в ядре звезды
реализуется тройной альфа-процесс (гелиевый
цикл)
4Не + 4Не ↔ 8Ве + γ
8Ве + 4Не → 12С + γ
Температура ядра растет до 200 млн К
Температура ядра растет до 600 млн К
Слайд 65
Когда He4 кончается, C-O ядро сжимается
и нагревается, но не настолько, чтобы эти элементы «загорелись» !
Мешает вырождение газа электронов
● Образуется плотное (~ 1 т/см3) ядро, оболочка улетает
● Остается горячий белый карлик, который остывает
Загадка красного Сириуса…
Слайд 67Пересекая полосу нестабильности цефеиды могут
как увеличивать, так и уменьшать
радиус (период!)
Слайд 68Схематически эволюция звезды
с массой
10-60 Mo
● 4 H1 ----> He4 : формируется гелиевое ядро
● водород кончается, гелиевое ядро сжимается и нагревается;
● при T~100 млн K начинает гореть гелий:
3 He4 ----> C12 , He4 + C12 ----> O16
формируется углеродно-кислородное ядро;
● гелий кончается, углеродное ядро сжимается, нагревается
и при T ~ 109 К загорается C и O:
C12 + C12 ----> Mg24 , O16 + O16 ----> S32
● и т. д. вплоть до образования ядра из Fe56
Слайд 71.Синтез элементов тяжелее железа происходит
с поглощением тепла, поэтому при
сжатии ядра
его температура растет довольно медленно.
В результате давление
газа в центре звезды
больше не может противостоять гравитации,
механическое равновесие нарушается,
ядро начинает стремительно сжиматься.
За 0.001 с железное ядро превращается
либо в нейтронную звезду
( M ≈ 1 Mo, R ≈ 10 км, плотность ~ 109 т/см3 ),
либо в черную дыру.
Падающее на ядро вещество, богатое ядерным топливом, оказывается в области очень высокой температур, мгновенно «сгорает» – происходит термоядерный взрыв.
Слайд 72Звезды являются фабриками химических элементов в нашей Вселенной
Элементы тяжелее железа
генерируются во время взрывов сверхновых
звезд и столкновений в тесных двойных системах
Слайд 74старый остаток вспышки сверхновой
При взрыве сверхновой выделяется огромное количество
тепла,
часть которого тратится на синтез элементов
тяжелее железа
Слайд 79Эволюция звезд с массой >60 Mo
● 4 H1 ---->
He4 : формируется гелиевое ядро;
● H кончается, He-ядро сжимается
и нагревается;
● при T~100 млн K начинает «гореть» гелий:
3 He4 ----> C12 , He4 + C12 ----> O16
формируется углеродно-кислородное ядро;
● в центре звезды формируются электрон-позитронные пары, что понижает упругость газа.
Из-за этого ядро звезды коллапсирует и быстро нагревается;
● «загораются» C,O - происходит взрыв – вспышка сверхновой, возникает черная дыра (и гамма-всплеск ? )
Слайд 82ЗВЕЗДЫ РАЗНООБРАЗНЫ
Кратные звезды
Переменные звезды - более 100 различных типов
Вспыхивающие звезды
Слайд 85Обмен массой в тесной двойной системе −
объяснение парадокса Сириуса A/B
Значительная
часть массы ушла из системы!
Слайд 87ЗВЕЗДЫ РАЗНООБРАЗНЫ
η (эта) Киля
Туманность «Гомункул»
Звезда- гипергигант
со сброшенной оболочкой
Слайд 89
Когда возраст Вселенной достиг трех минут
нуклеосинтез закончился. При этом
элементы
тяжелее гелия практически, отсутствовали.
Эти элементы, включая C, N, O, Fe
и другие,
из которых состоят органические молекулы
родились в недрах звезд.
Затем эти элементы попали в межзвездную среду.
Из них сформировались новые звезды, которые
после своей гибели еще больше обогатили
межзвездный газ тяжелыми элементами.
За 9 млрд. лет этот процесс повторялся многократно.
Слайд 90Примерно 5 млрд. лет назад из облака
межзвездного газа сформировалось
Солнце
и окружающие его планеты, включая Землю.
К этому моменту доля элементов
тяжелее гелия
составляла примерно 2%.
Большинство из этих элементов попало
в межзвездную среду при вспышках сверхновых,
но основная масса углерода
вынесена ветром из красных сверхгигантов.
Элементы тяжелее гелия
стали основой для зарождения жизни на Земле
Слайд 92Один из основных результатов
астрофизики XX века – вывод о
том, что звезды,
как и люди, рождаются, живут и
умирают.
Слайд 93Спасибо за внимание!
С.А.Язев 2018
