blank

Звёзды: разнообразие звёздных характеристик и их закономерности. Источники энергии звёзд

В данной статье рассмотрены работы по подготовке к ЕГЭ по физике, а конкретно подраздел элементов астрофизики раздела квантовой физики. Одной из важных тем, встречающихся на ЕГЭ, является квантовая физика, поэтому к изучению данной темы следует подойти ответственно.

В тексте подробно рассмотрены темы звёзд, их характеристики, и закономерности. Немаловажное значение имеет тема об энергии, которая необходима звёздам и источниках, из которых они её берут.

Данная тема может встречаться в заданиях ЕГЭ по физике в виде тестовой части.

В настоящее время насчитывается много информации о звёздах и их закономерностях. Информация получена благодаря исследованиям многих учёных.

Звёздами называют газовые шары с высокой температурой. Они излучают электромагнитные волны. Звёзды являются основными телами во Вселенной. Солнце также является одной из звёзд.

blank

Итак, перейдём к рассмотрению основных свойств звезд:

— Светимость и расстояние;

— Температура;

— Масса;

— Радиус.

У перечисленных характеристик есть определённая связь. Она отображена с помощью диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Рассмотрим данную диаграмму (рис. 1).

blank

На диаграмме видно, как звёзды задают некую последовательность. Главной последовательностью считается полоса, которая идёт с левого верхнего края в правый нижний. «Красными гигантами» называют звёзды, находящиеся в верхнем правом крае. В левом нижнем крае расположены «белые карлики». Они малы в своём размере и горячие. Перейдём к подробному рассмотрению вышеперечисленных свойств.

Светимость и расстояние

Светимость звёзд определяют, исходя из известного расстояния до неё и величины. Расстояние до звёзд найти не так легко. Оно определяется с помощью метода тригонометрии, который заключаются в работе с малыми звёздами и в разное время года. Данный метод нахождения расстояния более точен. Но он не будет подходить для звёзд, которые находятся на большом расстоянии.

Светимость звёзд обозначают как единицу светимости ( 4 х эрг / с ). Вычислить светимость можно по энергии, которая доходит до Земли, но при это требуется величина известного расстояния до этой звезды. У огромного количества звёзд очень малая светимость, в основном это «карлики».

Величина звезды, называемая абсолютной, является характеристикой светимости. Есть ещё одно понятие, называемое видимой звёздной величиной, она зависит от светимости, цвета, а также расстояния. Чаще всего для оценки размера звезды используют понятие абсолютной величины. Чтобы вычислить величину, следует определить звёзды на некоторое расстояние, например, 10ПК. Звёзды, имеющие высокий уровень светимости будут иметь отрицательные значения. Например, величина Солнца составляет -26,8. Если задать расстояние до звезды в 10 ПК, то будет +5 (это слабые звёзды, которые можно рассмотреть невооружённым глазом).

Температура

blank

Если знать класс звезды, являющийся спектральным, можно найти её температуру. Мощность, которую изучают звёзды можно вычислить по формуле Стефана Больцмана, называемой постоянной Больцмана.

Мощность, с которой излучают звёзды, равна произведению радиуса и температуры.

В термодинамике существуют законы, позволяющие определять температуру предметов. Для этого следует заняться измерением длины волны, которая происходит при излучении чёрного цвета. Например, если температура будет составлять примерно три-четыре тысячи К, то цвет звезды будет красным, при температуре 6 – 7 тысячи К звезда будет жёлтой и так далее. Рассмотрим длины волн и цвета тел на примере таблицы:

ЦветДиапазон длины  
Фиолетовый / синий3900 — 4550
Голубой4550 — 4920
Зеленый4920 — 5570
Желтый5570 — 5970
Оранжевый5970 — 6220
Красный6220 — 7700

Последовательность звёзд, которые мы получаем при изменении их слоёв, принято обозначать, как О, B, A, F и так далее. Обозначение от горячих звёзд переходит к холодным.

Рассмотрим классификацию звёзд спектрального класса на примере таблицы:

КлассПризнакТемпература, К
ОИонизированный гелий30 000
ВГелий нейтральный11 000 — 30 000
АВодород7 200 — 11 000
FКальций ионизированный6 000 — 7 200
GКальций ионизированный и другие металлы5 200 — 6 000
KМеталлы, являющиеся нейтральными3 500 — 5200
MПоглощение молекул< 3 500
RПоглощение циана< 3 500
NУглерод< 3 500

Масса

Один из основных различий звёзд является их масса. Сложно найти звезду, у которой масса будет в десять раз более или менее массы Солнца.

В процессе изучения звёзд по их массе и времени жизни, учёные сортируют их по времени рождения. Известно, что вероятность рождения пропорциональна квадрату массы звезды. Формула: F(M) – M-7/3.

На самом деле, во Вселенной не так много звёзд с большой массой.

Радиус

Радиус звёзд имеет свойство меняться. После создания спектрального анализа стали известны химические составы звёзд. Согласно ему, звёзды состоят из водородных и гелиевых плазм и других мелких элементов.

Учёные пытались построить звёзды в последовательности в соответствии с потерей массы звёздами. Но попытки не удались.

Источники энергии звёзд

Первая характеристика звёзд – их величина. В древности эти величины обозначали, как m. Астроном Гиппарх во втором веке до нашей эры разделил звёзды по их яркости. Как правило, m для наиболее ярких составляет 1, у наименее ярких -6.

В 1842 году Майэром был открыт закон о сохранении энергии. После открытия этого закона было множество предположений об энергии звёзд. Но из всех них достоверными являются всего две:

— Гравитационное сжатие;

— Синтез термоядерный.

Рассмотрим гравитационное сжатие. Потенциальная энергия звёзд обозначается, как Е. Таким видом энергии называют работу на распыление вещества звезды. Данную энергию можно освободить, это происходит при уменьшении радиуса звезды. Вычисление производят по формуле: Е = 5,9*10^41 Дж.

В процессе исследования сжатия звезды стало известно, что половина энергии излучается звездой при повышении температуры.

Таким образом, сжатие является источником энергии на небольшом промежутке времени.

Перейдём к теме термоядерного синтеза. Сформулировали германские учёные Карл Вейцзеккер и Ганс Бете в 1938 году.

Формула: Е=тс2

В данной формуле с – скорость света.

Одной из реакций синтеза является процесс создания атома гелия из четырёх протонов. Важным моментом является дефект массы, масса гелия равна 4,003…, а масса указанного числа протонов – 4,032…

Синтез гелия образует реакцию, протекающую двумя способами:

— pp-цикл;

— CNO-цикл.

В обоих случаях протон образует нейтрон.

После того, как в недрах у звёзд заканчивается водород, температура повышается до ста миллионов кельвинов. Такая особенность есть у звёзд, достигающих массу более 1,2 m.

В настоящее время в астрономии известны методы для определения основных характеристик звёздных тел. Характеристики являются зависимыми функционально, эта зависимость связана с радиусом звёзд, светимостью и температурой.

После подробного изучения данной темы и просмотра рисунков, содержащихся в тексте, ваши результаты ЕГЭ по физике будут зависеть от того, как вы усвоили тему. Также дополнительные материалы по данной теме содержатся в рабочих программах по физике, поэтому рекомендуем также изучить дополнительные источники.

blank

Оставить Комментарий