КОНСПЕКТ УРОКА

Актуализация знаний

Положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды. Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет, и в течение короткого времени ее светимость больше, чем она будет иметь на главной последовательности.

Объяснение нового материала

Термоядерный механизм излучения звезды качественно объясняет зависимость масса-светимость: чем больше масса, тем больше светимость. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.

Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами больше 105 М@ (их известно более 6000), содержат 90% всего молекулярного газа галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 млн лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих звезд типов О и В. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, плотность — в 1020 раз.

Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протоз- вездной (от греч. протос — первый). Эволюцию протозвезды массой 1 М@ (т.е. массы Солнца) можно разделить на три стадии: формирование, быстрое сжатие, медленное сжатие. По достижении температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около 1/12 М®. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01—0,08 М@, называются коричневыми карликами. Поскольку излучают они очень слабо, обнаружить их чрезвычайно сложно.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами.

Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды — красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцш- прунга — Рассела.

Главное, что должны усвоить учащиеся на уроке: Солнце, несмотря на наблюдаемую на нем грануляцию, появление пятен, протуберанцев и даже вспышек, представляет собой довольно спокойную, стационарную звезду, так как во Вселенной есть нестационарные звезды, которые в огромных пределах и за очень небольшие промежутки времени изменяют свои размеры и светимость, способны вспыхивать, взрываться. Нужно пояснить, что стационарность звезд типа Солнца поддерживается равенством сил тяготения, стремящихся сжать звезду, и сил внутреннего давления плазмы, стремящихся ее взорвать. Солнце сформировалось вместе с Солнечной системой примерно 5 млрд лет назад и только примерно через 5 млрд лет будет уходить с главной последовательности в сторону красных гигантов.

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   ОРИГИНАЛ     След >