• Гідрологія і Гідрометрія
• Господарське право
• Економіка будівництва
• Економіка природокористування
• Економічна теорія
• Земельне право
• Історія України
• Кримінально виконавче право
• Медична радіологія
• Методи аналізу
• Міжнародне приватне право
• Міжнародний маркетинг
• Основи екології
• Предмет Політологія
• Соціальне страхування
• Технічні засоби організації дорожнього руху
• Товарознавство продовольчих товарів

Тлумачний словник
Авто
Автоматизація
Архітектура
Астрономія
Аудит
Біологія
Будівництво
Бухгалтерія
Винахідництво
Виробництво
Військова справа
Генетика
Географія
Геологія
Господарство
Держава
Дім
Екологія
Економетрика
Економіка
Електроніка
Журналістика та ЗМІ
Зв'язок
Іноземні мови
Інформатика
Історія
Комп'ютери
Креслення
Кулінарія
Культура
Лексикологія
Література
Логіка
Маркетинг
Математика
Машинобудування
Медицина
Менеджмент
Метали і Зварювання
Механіка
Мистецтво
Музика
Населення
Освіта
Охорона безпеки життя
Охорона Праці
Педагогіка
Політика
Право
Програмування
Промисловість
Психологія
Радіо
Регилия
Соціологія
Спорт
Стандартизація
Технології
Торгівля
Туризм
Фізика
Фізіологія
Філософія
Фінанси
Хімія
Юриспунденкция

Загальна структура та зміст уроку

І. Проведення практичної роботи.

Провести візуальні (телескопічні) спостереження планет Сонячної системи (стор. 185).

Урок 11. Сонце — найближча зоря

Мета: сформувати в учнів уявлення про Сонце та його будову, джерела со­нячної енергії, прояви сонячної активності та її циклічність; навести приклади впливу сонячної активності на біосферу Землі.

Основні поняття: ядро, фотосфера, хромосфера, корона, протуберанець, спа­лах, сонячна пляма, сонячна активність, сонячний вітер.

Учні повинні мати уявлення про: фізичні та хімічні умови на Сонці та джере­ла його енергії; вплив сонячної активності на біосферу Землі.

Учні повинні знати: основні характеристики Сонця; основні прояви сонячної активності; сонячні цикли.

Загальна структура та зміст уроку

. І. Перевірка домашнього завдання

Запитання та завдання для бесіди: -

— Пояснити наслідки з правила Тиціуса — Ббде.

— Що таке комета і яка її будова при проходженні поблизу Сонця?

— Що таке метеор?

//. Вивчення нового матеріалу

Зоря Сонце — центральне тіло Сонячної системи. Маса Сонця М& = 1,989•1030-кг, що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Радіус Сонця

перевищує земний у 109 разів і становить К^ =б,96-108 м. Середня густина

кп

сонячної речовини Дз я 1408 —, проте у зовнішніх шарах зорі густина в мі-

м

льйони разів менша, а в центрі — у сотні разів більша (р^ = 152-у). Сонце

випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від у-випромінювання до радіохвиль. Світність (тобто потужність вйпромь нювання) Сонця /^ = 3,85 1026Вт., Щоб краще уявити цю величину, заува­жимо, що при сучасному розвитку електроенергетики людство лише за 10 млн років змогло б виробити таку кількість електроенергії, яка дорівнюва­ла б енергії, що її випромінює Сонце за 1 с.

Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його випромінювання. Сонячна поверхня, маючи температуру приблизно 6000 К, дає неперервний спектр електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається нижніми шара­ми розрідженої газової оболонки Сонця (хромосферою). У 1814 році німець­кий фізик Й. Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній поглинання хі­мічних елементів. Вони є важливим джерелом інформації про склад зорі, адже кожному хімічному елементу відповідає цілком певний набір довжин електромагнітних хвиль, які він поглинає та випромінює. Виявивши у спектрі Сонця чи іншої зорі лінію, притаманну, наприклад кальцію, можна стверджу­вати, що там є ця речовина. До речі, під час повного сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраун-гоферові лінії поглинання змінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. Зараз відомо понад 10 тис фраунгоферових ліній, які відповідають 72 хімічним елементам. Встановлено, що в даний час 70% маси Сонця складає водень, 28% — гелій, а 2% припадає на важчі елементи.

Звичайно, нема можливості зазирнути всередину Сонця, тому уявлення про його будову можна сформувати на основі теоретичного аналізу, викорис­товуючи фізичні закони і такі характеристики, як маса, радіус, світність. За­лежно від температури та процесів, що відбуваються, у Сонці умовно виді-

ляють ядро, зону променистої рівноваги, копвективну зону та атмосферу \ (див. рис. 1). і

Кожна зоря випромінює енергію, отриману при гравітаційному стиску та при термоядерних реакціях. Перший спосіб характерний для ранніх етапів ево-« люції зорі. Сонце давно сформувалось і перебуває у стані гравітаційної рівнова- ^ ги, тобто сила гравітаційного стискання зрівноважується силою газового тиску.

Рисі

Тому для нашої зорі основним джерелом енергії є термоядерні реакції. Ядро — центральна область Сонця, в якій за надвисокого тиску та темпера­тури 15 мли К вони відбуваються. Є два цикли протікання таких реакцій: протон-протонний та вуглецево-азотйий. В умовах Сонця основною є реакція протон-протонного циклу, за якої з чотирьох протонів (ядер водню) утворю­ється одне ядро гелію і виділяється енергія. Розрахунки свідчать, що з водню масою 1 кг утворюється 0,99 кг гелію і випромінюється близько 9-Ю14 Дж енергії. Вчені вважають, що запасів водню, який є. у сонячному ядрі, виста­чить на 10 млрд років. Реакція вуглецево-азотного циклу є неістотною для ,Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15 млн К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для протікання термо-

ядерних реакцій. Так визначають межі ядра. Його радіус становить близько третини радіуса Сонця. В ядрі зосереджена приблизно половина маси Сонця.

Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома способами: променевим та конвективним. Променеве перенесення енергії відбувається в самому ядрі й далі, в зоні променистої рівноваги. При термо­ядерних реакціях виникають у-кванти, які одразу ж поглинаються атомами оточуючої речовини. Збуджені атоми у свою чергу випромінюють у-кванти, які рухаються в іншому напрямі. Далі процес повторюється. Випромінювання рухається назовні не по прямій, на що пішло б кілька секунд, а по ламаній, витрачаючи приблизно 10 млн років. До того ж, на своєму довгому шляху випромінювання зазнає значних змін. Атом, поглинувши високоенергійний у-квант, як правило, випромінює кілька квантів зі меншими енергіями. Таким чином, жорстке у-випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши багаторазового перевипромінювання виходить на пове­рхню переважно у формі видимого світла.

Над зоною променистої рівноваги розташована конвективна зона. Тем­пература у ній швидко зменшується з віддаленням від центра Сонця, а енер­гія з глибини вгору переноситься в основному за допомогою конвекції, хоча променеве перенесення теж має місце.,

Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря. Найглибший і найщільніший шар атмосфери — фотосфера — завтовшки близько 300 км. Температура фотосфери збільшується з глибиною і в середньому дорівнює 6000 К. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними вла­стивостями, який називають поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що то­вщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце — розжарена газова ку­ля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.

Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від ла­тинського §гаіш1шп — зернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на ри­сові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є бли­зько 3 млн гранул. Середній діаметр гранули 700 км й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на їхньому місці. Картина грануляції схожа на ту, що спостерігаємо на поверхні окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають із надр фото­сфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки — місця, де опускається вниз охолоджена плазма.

Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромо­сферою (від грецького спгбта — колір). Товщина сонячної хромосфери по­над 12000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100000, К. Під час повних затемйень Сонця.хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке облямовує диск Місяця. Хромосфера пронизана вели-

чезною кількістю спікул (від латинського &ріси1шп — вістря, кінчик) — тон­ких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених знач­но гарячішаю плазмою. Одночасно є близько 30000 спікуЛі кожна з яких іс­нує 2-5 хв. Висота спікули може досягати 10 тис. км. Речовина спікули, під­німаючись зі швидкістю до 20 км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну ко­рону.

Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається коро­ною. Вона простягається на величезну відстань — понад 10/^, а температу­ра в ній підвищується до 2-Ю6 К. Яскравість сонячної корони приблизно така ж, як і Місяця в повні, тому побачити її на фоні яскравої фотосфери немож­ливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціаль­ного приладу — коронографа — вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, а-частинок, іонів), який називають сонячним вітром.

У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми арко-подібної чи фонтаноподібної форми — протуберанці (від латинського ргоШЬего — здуватись). Деякі з них місяцями висять над хромосферою, пові­льно змінюючись і поступово зникаючи. їх називають спокійними. По-іншому розвиваються еруптивні протуберанці. Раптово зі швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кі­лометрів і так само швидко падає вниз. Спостерігались еруптивні протубера­нці заввишки понад 1,5106км. Температура речовини протуберанця в сотні разів менша за температуру навколишньої плазми, а густина в стільки ж бі­льша. Форма, розміри та розвиток протуберанців визначається магнітним по­лем. . '

У телескоп чи на фотографіях Сонця можна побачити темні плями, які виникають у фотосфері. Коли ж світило низько над горизонтом, то крізь імлу на сонячному диску неозброєним оком іноді можна помітити темні плями. Згадки про такі спостереження ї в літописах та історичних хроніках багатьох народів. У Західній Європі сонячні плями уперше були виявлені при телеско­пічних спостереженнях Сонця Г. Галілеєм у грудні 1610 р. У той час помил­ково вважали, що сонячні плями — це вершини сонячних гір, які прогляда­ють поміж хмар. За рухом сонячних плям встановлено не тільки обертання Сонця навколо осі, але й зональний характер цього обертання. Сонце оберта­ється в тому ж напрямі, що й планети навколо нього. Площина екватора утворює із площиною екліптики кут 7° 15'. Сидеричний період обертання то­чок на екваторі Сонця дорівнює 25 діб, а біля полюсів — 30 діб.

Сонячні плями, якщо їх розглядати детальніше, не є однорідними. Центральна темніш» частина — тінь, або ядро, — оточена півтінню. Розміри

плям різноманітні і можуть сягати 200000 км. На фоні яскравої фотосфери плями виглядають чорними, але їхній справжній колір — червонуватий. Осо­бливістю темних плям є наявність у них сильного магнітного поля з індукти­вністю до 0,5 Тл (у середньому в фотосфері індукція магнітного поля 0,0001-0,001 Тл). Магнітне поле перешкоджає рухові плазми, сповільнює конвекцію і у такий спосіб послаблює доступ енергії з надр Сонця. Тому температура у плямах на 1000-1500 К нижча ніж у фотосфері. Зазвичай плями з'являються групами. У групах вирізняються дві найбільші плями — ведуча та хвостова, які мають протилежну полярність магнітного поля. Сонячні плями — нестій­кі утворення. їхня форма та кількість постійно змінюється. Найчастіше плями виникають в екваторіальній зоні Сонця.

Поряд із плямами у фотосфері часто видно факели — світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру. їхня яскравість трохи переважає яскравість фотосфери, а температура лише на 200-300 К вища. Деякі факели існують тижнями.

Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його над­рах, називають сонячною активністю. її проявами є плями, факели, проту­беранці, спалахи. Що більше цих утворів, то вищою є активність Сонця. Спо­стереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється.

Одним із найважливіших її проявів є спалахи — різкі збільшення яск­равості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Трива­лість спалахів різноманітна і залежить від потужності. Невеликі спалахи три­вають кілька хвилин. У роки максимуму сонячної активності трапляються грандіозні спалахи тривалістю до 7 год. При цьому вивільняється значна кі­лькість енергії — до 10й Дж — і в міжпланетний простір зі швидкістю 30000 км/с викидаються мільярди тонн речовини. При сонячних спалахах ча­стинки розганяються і речовина дуже нагрівається, тобто створюються спри­ятливі умови для протікання термоядерних реакцій синтезу. Свідченням цьо­го є значна кількість ядер дейтерію та тритію, виявлених у потоках викинутої при спалаху сонячної речовини: Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання.

Існує чимало зручних способів кількісно оцінити рівень сонячної ак­тивності. Найпростіший і найраніше запроваджений індекс сонячної актив­ності — числа Вольфа (Р. Вольф (1816-1893) — швейцарський астроном):

\¥*10- £+/, де % — кількість груп плям, /— загальна кількість плям.

Наприклад, якщо плям нема, то IV=0; якщо є одна пляма (відповідно одна група), то ЇУ=11; якщо є 4 групи, у яких загалом 15 плям, ^=10-4+15 = 55.

У роки підвищеної активності Сонця значно збільшується кількість плям (числа Вольфа більші від 100), факелів та потужних протуберанців, час­то відбуваються сильні спалахи. Виявляється, що загальна форма корони змі-

нюється: в роки максимуму сонячної активності корона майже сферична, а в роки мінімуму вона сильно витягнута уздовж екватора. іУ„-

У 1844 році Г. Швабе (1789—1875) виявив 11-річний( цикл сонячної ак­тивності. Мріючи відкрити невідому внутрішню планету, він сподівався по­бачити її проходження по диску Сонця. (Яка це була б планетна конфігура­ція?) Для цього протягом 25 років ретельно фіксував появу і кількість соняч­них плям. Планету Швабе, звичайно, не відкрив, зате виявив 11-річний пері­од зміни кількості сонячних плям. Пізніше Р. Вольф, використовуючи дані телескопічних спостережень за Сонцем протягом тривалого часу, уточнив цю закономірність. У кожному циклі активність Сонця зростає близько 4 років, а потім 7 років затухає. Вчені ведуть умовну нумерацію циклів. Першим вва­жають той, що розпочався в 1755 р. З 1996 року триває 23-й цикл.

Коли сонячна активність досягає свого піку, щодоби може ставатися до 10 спалахів на Сонці. Вже через 8 хв 20 с після спалаху потужній потік жорс­ткого електромагнітного випромінювання сягає Землі, створюючи додаткову іонізацію повітря. Внаслідок цього погіршується короткохвильовий радіо­зв'язок. Згодом орбіти нашої планети досягають підсилені спалахом потоки сонячного вітру і значно деформують магнітосферу Землі: Виникають маг­нітні бурі — сильні раптові зміни характеристик геомагнітного поля. Під час магнітних бур з'являються полярні сяйва, виникають порушення телеграфно-телефонного зв'язку, погіршується сон та самопочуття людей, збільшується кількість інсультів та інфарктів. Сильні магніті бурі можуть навіть провоку­вати землетруси в сейсмічно активних районах Землі. Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки ма­ксимуму активності світила швидше ростуть дерева, підвищується розмно­ження деяких комах (сарани); гбурхливо поширюються епідемії та пандемії (це пов'язане як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей).

Щоб ефективніше розв'язувати проблеми, пов'язані з сонячно-земними зв'язками, у світі створена система неперервного стеження за станом Сон­ця—так звана служба Сонця. Усі великі обсерваторії, а.також значна кіль­кість спеціальних станцій беруть участь у цих спостереженнях. Основне- за­вдання служби Сонця — реєстрація центрів сонячної активності та всіх соня­чних спалахів. .

III. Домашнє завдання Опрацювати §18, §19, §20.

Для допитливих

Цікавою є історія відкриття гелію. У 1868 р. під час повного затемнення Сонця французький астроном П. Жансен (1824-1907) виявив у спектрі хромосфери яскраву жовту лінію невідомого на той час хімічного елемента. Аналогічне відкриття зробив англій-

ський астроном Дж: Лок'єр (1836-1920) і назвав новий елемент гелієм, тобто соняч­ним (від грецького «геліос» — сонце). І тільки в 1895 році англійський хімік У. Рамзай (1852-1916), вивчаючи спектр випромінювання газів, які виділяються з рід­кісного мінералу клевейту, також виявив жовту лінію гелію. Пізніше з цих газів був виділений чистий гелій.

Вивчення сонячної корони засвідчило, що вона утворена з дуже розрідженої плазми, температура якої сягає 2-Ю6 К. У таких умовах нейтральні атоми хімічних елементів іс­нувати не можуть, бо, рухаючись із величезною швидкістю і стикаючись, вони втрача­ють електрони і багаторазово іонізуються. Цим і пояснюються особливості спектра со­нячної корони. Вчені виявили в ньому дві яскраві лінії — зелену та червону, яких не бу­ло у спектрах жодного хімічного елемента. Астрономи, вже маючи досвід відкриття ге-' лію, приписали ці лінії новому елементу — коронію. І помилилися. Виявляється, ці лінії належать силько іонізованому залізу. Зелена лінія випромінюється атомом заліза, у яко­го відірвано 13 зовнішніх електронів, а.червона — атомом заліза без 9 зовнішніх елект­ронів. У лабораторних умовах отримати такі йони навряд чи можливо. Подальші дослі­дження довели, що більшість ліній випромінювання корони належить різним елементам, що перебувають у сильно іонізованому стані.

Урок 12. Тематичне оцінювання .

Мета: провести тематичне оцінювання у формі контрольної роботи. Загальна структура та зміст уроку Варіант 1 Рівень 1

1. Яка планета має найбільші кільця і найбільший супутник? {1 бал) а) Нептун; б) Сатурн; в) ЗемлЯ; г) Марс.

2. Яких хімічних елементів найбільше яа Сонці? (1 бал) а)НтаНе; б)ИтаО; в)Рета№; г)А§таАи.

3. Що розташовано у центрі Землі? (і бал)

а) Мантія; б) ядро; в) кора; г) атмосфера.

Рівень!

4. Що таке протуберанець? (1 бал)

5. Назвіть планети земної групи та вкажіть їхні основні характеристики. (2 бали)

Рівень З

6. Поясніть причини зоряного дощу. (/ бал)

7. Напишіть, що вам відомо про астероїди. (2 бали)

Рівень 4

8. Опишіть, як проявляється сонячна активність і як вона впливає на біо­сферу Землі. (З бали)

7Т

Варіант 2 Рівень 1

1. На якій планеті є полярні шапки та найвища гора Сонячної системи —■ Олімп? (/бал)

а) Меркурій; б) Юпітер; в) Марс; г) Земля.

2. Яка температура поверхні Сонця? (1 бал)

а) 1000 К; б) 6000 К; в) 60 000 К; г)15106К.

3. Зовнішній шар атмосфери Сонця називається... (7 бал)

а) фотосферою; б) конвективною зоною;

в) коронок;; ■ г) хромосферою.

Рівень 2

4. Що таке болід? (/ бал)

5. Назвіть планети-гіганти та вкажіть їхні основні характеристики. (2 бали)

Рівень 3 •

6. Поясніть причини припливів та відпливів. (1 бал) -_-

7. Напишіть, що вам відомо про комети. (2 6а/ш)

Рівень 4

8. Опишіть схематично гіпотезу процесу утворення Сонячної системи. (З бали)

Урок 13. Відстань до зір. Звичайні зорі. Подвійні зорі

Мета: дати учням відомості про основні характеристики зір, розкрити особ­ливості спектральної класифікації зір; ознайомити з методами вимі­рювання відстаней до зір та за діаграмою Герцшпрунга — Рессела; розглянути різноманітність подвійних зір.

Основні поняття: зоря, річний паралакс, абсолютна зоряна величина, парсек, спектральна класифікація зір, діаграма «спектр— світність», подвійні зорі. .

Учні повинні мати уявлення про: методи визначення відстаней до зір, спект­ральну класифікацію зір; різноманітність подвійних зір.

Учні повинні знати: за паралаксом обчислювати відстань до зорі.

Загальна структура та зміст уроку

/. Анапа тематичного оцінювання

II. Вивчення нового матеріалу

Зоря — самосвітній космічний об'єкт, у надрах якого "відбувається або відбувались екзотермічні термоядерні реакції. Хоча на небосхилі зорі й ма­ють вигляд маленьких блискучих цяточок, це такі ж велетенські тіла, як Сон-

це, але надзвичайно віддалені від Землі. Чи можна визначити відстані до зір, як це зробити? Для розв'язання цього завдання частково придатним є метод паралактичного зміщення (див. рис. 1).

Рисі

За півроку Земля опиняється в діаметрально протилежній точці своєї орбіти (точки Т\ та Т2), унаслідок чого положення зорі 8 на фоні інших відда­лених зір трохи змінюється (точки 5і та 82). Якщо вдається зафіксувати цю зміну, то неважко знайти відстань до зорі.

Кут п, під яким із зорі видно радіус земної орбіти, перпендикулярний до напряму зорі, називається річним паралаксом.

Ще в епоху Коперника робилися спроби визначити паралакси зір, але через недосконалість приладів вони були безрезультатними. Виявляється, рі­чні паралакси всіх зір менші за І*. Надійно виміряти такі малі кути вдалося лише у першій половині XIX ст. У 1837 р. російський астроном В. Я. Струве

(1793-1864) уперше визначив річний паралакс зорі Веги (а Ліри): ті = 0,123*. Відстань від Землі до зорі (див. рис. 1):

г =——, де а0 = 1 а. о.= 150 млн км — радіус земної орбіти, п— річ-

8ІПЯ

ний паралакс зорі. Річні паралакси зір дуже малі, а для малих кутів справед­ливе співвідношення: віпп ~ п (п — у радіанах). Паралакси зручно визнача-

„п,-»ч-,-#ч 206265 '

ти в секундах (1 рад = 206265 ), отже, г =------;—а0.

Наприклад, відстань до Веги г ~ 1,68-106 а. о. Навіть виражена в астро­номічних одиницях, ця віддаль дуже велика. Для вимірювання відстаней до зірок в астрономії використовують відповідні одиниці довжини: парсек та світловий рік. 1 парсек (скорочено від паралакс і секунді) (1 пк) — відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом 1*. Іпк ==206265 а. о.=3,085б-10івм.

Світловий рік (1 св.р.) — відстань, яку світло проходить у вакуумі за 1 рік. і

1св.р. = 9,5 1015м = 63240а.о. = 0,3066пк. і

1 пк = 3,26 св.р.

За допомогою наземної та орбітальної астрономічної апаратури визна­чено паралакси понад 100 000 зір. Проте метод річного паралаксу застосов-' ний до зір, відстань до яких не перевищує 100 пк. Відстань до віддаленіших об'єктів встановлюється менш точно іншими способами. ■

Характеристикою блиску зорі є видима зоряна величина. Вона залежить, як : від світності зорі, так і від відстані до неї. Дуже потужна зоря, але віддалена, тьмя- * ніша, ніж порівняно близька зірка, яка випромінює не так інтенсивно. Якби вда- : лось вишикувати зорі на однаковій відстані від Землі, то тоді потужніші з них і бу­ли б яскравішими, а зоряна величина залежала б лише від світності. І

Абсолютна зоряна величина (М) —зоряна величина, яку мала б зоря, | перебуваючи від спостерігача на відстані 10 пк (32,6 св. р.). ч \

Знаючи відстань до зір г та її видиму зоряну величину т, можна обчисли- .-• ти абсолютну зоряну величину: ч 1

М = т+5-5Л&г , дег—виражене в парсеках. 1

Задача. Обчислити абсолютну зоряну величину Сонця.

Отже, з відстані 10 пк Сонце має вигляд слабкої зірочки. Міріади таких зір розсіяні на небосхилі і серед них воно нічим не виділялося б.

Світ зірок надзвичайно різноманітний, навряд чи є у Всесвіті дві однакові. Вивчення цих об'єктів свідчить, що їхні світності можуть відрізнятися в десятки мільярдів разів.. Абсолютні зоряні величини відповідно змінюються від М= -10 до М=+19. За світністю зорі поділяють на надгіганти, гіганти та карлики. Надгігантами є, наприклад, слабка на вигляд зоря £і Скорпіона (ти = 4,9; М=- = 9,4), яка випромінює в 480000 разів потужніше, ніж Сонце, зоря Бетельгейзе (а Оріона) (т = 0,42; М= -6,1), потужніша за наше світило в 21300 разів.

Світність Альдебарана та Арктура у 100 разів більша, ніж сонячна. Це І — гіганти.

Сонце належить до карликових зір. Є зорі значно слабші, наприклад, '■' найближча до нас Проксима Кентавра випромінює енергії у 18000 разів мен-

ше, ніж Сонце. Карликових зір у природі значно більше, ніж гігантів та надгі­гантів. Із 40 найближчих до^ Землі зірок лише три потужніші, ніж Сонце.

Розміри зір різноманітні. Надгіганти у тисячі разів більші за Сонце, а ді­аметри нейтронних зір дорівнюють кільком десяткам кілометрів; Наприклад, радіус зорі Бетельгейзе (/? = 1000/^ = 4,65 а. о.) майже дорівнює радіусу ор­біти Юпітера (а = 5,2 а. о.). Світність зір залежить не тільки від розмірів, але

й від нагрітості їхніх поверхонь. За незначним винятком, температура зір ле­жить у межах від 2500К до 30000 К.

Із початку 80-х-років XIX ст. фотографію активно використовують в астро­номії, зокрема для фіксування спектрів зір. До 1886 року вчені Гарвардської об­серваторії (США) сфотографували спектри 10350 зірок. Усі спектри зір є спект­рами поглинання (суцільний фон посічений темними лініями). Оскільки зорі в основному складаються з водню, то лінії поглинання цього елемента є в усіх спе­ктрах, але інтенсивність цих ліній різна; У спектрах одних зірок найпомітніші лі­нії водню, в інших — лінії гелію, ще в інших є свої особливості. Вигляд ліній рі­зноманітний— від дуже чітких до слабо виражених, від вузеньких до широких та розмитих. Спершу спектри класифікували так: до класу А потрапили ті, в яких найінтенсивнішими є лінії водню, до класу В — гелію і т.д. аж до класу О. Зго­дом, з'ясувавши, що колір і спектр зорі залежить від температури її поверхні, вчені переглянули спектральну класифікацію. Половину початкових класів лік­відували, а ті сім, що залишилися, розташували в порядку спадання температури зірок, які належать цим класам. Ця класифікація зоряних, спектрів називається Гарвардською і використовується дотепер: О-В-А-Р-С-К-М

Класи О, В, А називають ранніми, або гарячими; Р\С — сонячними; К, М— холодними, або пізніми. Усі спектральні класи, крім 0, поділені на 10 підкласів (В0, Ві,..., В9, А1, А2,..., А9). До спектрального класу О належать найгарячіші зорі Всесвіту, в їхніх спектрах значних відмінностей нема, тому цей клас має лише 5 підкласів (05, Об, 07, О8, 09). Найхарактерніші спектри належать до підкласів, позначених нулем. Що більший номер підкласу, то менше виражені в спектрі особливості даного класу. Наприклад, спектр А8 більше схожий на спектр Р0, ніж на А0. Сонце належить до класу С2. Особливості спектральних класів_наведені в поданій таблиці:

Від температури зорі залежить не тільки її спектр, а й колір. При різних нагрітостях поверхні максимуми випромінювання припадають на різні ділян-

іоднпві зорі мають червоний колір, дуже нагріті — бла-зоря, яка з однаковою інтенсивністю випромінює світ-

ки спектра. Тому китні. Білою вил ло всіх довжин___

На початку юЬст. датський астроном Е. Герцшпрунг (1873-1967) та американський астрофшисЛГ': Рессел.(1877-1957) незалежно один від одного проводили дослідження: світності та спектрів зір. Виявлену вченим закономірність зручно подати на діаграмі «спектр — світність» (або діаграмі Герцшпрунга — Рессела). Якщо на вертикальній осі відкласти світність І (або абсолютну зоряну величину М), на горизонтальній — спектральний клас (або температуру Т), зорі зображати точками, то виявиться, що вони розта­шуються не хаотично, а утворюють певні лінії (смуги) чи послідовності (див. рис. 2).

Із часом діаграма неодноразово уточнювалася. На' сучасній діаграмі Герцшпрунга — Рессела виділяють такі послідовності:

• надгіганти (1);

• головна послідовність (2) (близько 90% зір);

• гіганти (3);

• білі карлики (4) (близько 10% зір);

• єубкарлики (5).

Серед зір головної послідовності є: гарячі блакитні зорі з температурою поверхні 30000-50000 К і світністю в 10000 разів більшою за світність Сонця (наприклад, Спіка); яскраві білі зорі (Сиріус); жовті зорі (Сонце); червоні ка­рлики, світність яких у тисячі разів менша від сонячної (Крюгер 60). Місце зорі на головній послідовності залежить від маси. Найважчі зорі — зорі класу О — мають масу в 30-40 разів більшу від сонячної, далі від класу до класу маса зір поступово зменшується. Червоні карлики в кілька разів легші за Со­нце.

Рис. 2

У верхній частині діаграми Герцшпрунга — Рессела розташовані надгіганти, світність яких більша від сонячної в сотні тисяч разів, а радіуси — у 100-1000 разів (наприклад, Бетельгейзе).

Зорі класів С, К, М, які мають світність в 100-1000 разів більшу ніж у Сонця, а за розмірами переважають його в десятки разів, утворюють послідовність гігантів (наприклад, Арктур).

На один надгігант у середньому припадає 1000 гігантів і 1 000 000 зір із головної послідовності.

Білі і жовті зорі з температурою від 6000 К до 15000 К і дуже низькою світністю утворюють послідовнсть білих карликів. їхні розміри сумірні з розмірами Землі, а маси близькі до маси Сонця, тому середня густина цих зірок дуже велика, іноді сягає 30 т/см3.

У процесі еволюції зорі змінюють своє положення на діаграмі «спектр — світність». Більшу частину життя вони проводять на головній послідовно­сті. Детальніше про це — на наступному уроці.

Використовуючи діаграму Герцширунг — Рессела, можна знаходити відстані до зір. Суть методу спектральних паралаксів полягає у тому, що за виглядом спектра зорі встановлюють її належність до однієї з послідовностей діаграми «спектр — світність». На діаграмі визначають абсолютну зоряну величину зорі (М). Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (т), обчислюють відстань до світила за формулою:

І8Г = 0Д(т-М) + 1.

Цей спосіб високої точності не дає, проте дозволяє отримати наближені відстані до всіх зір, спектри яких відомі.

гне. о Рис> 4

Згідно з розрахунками вчених, зорі головної послідовності мають від­мінності внутрішньої будови. Якщо маса зорі не перевищує 1,2 М@, то її бу­дова схожа на будову Сонця: променисте ядро, зона променистої рівноваги і конвективна зона (див. рис. 3). Головним джерелом енергії таких зір є термо­ядерні реакції синтезу гелію протон-протонного циклу.

Зорі з масами більшими ніж 1,2 М0 розташовані у верхній частині го­ловної послідовності. У їхніх надрах відбуваються термоядерні реакції вуг­лецево-азотного циклу, які мають значно більший енергетичний ефект. У центральній частині таких зірок розташоване конвективне ядро, а над ним зона променистої рівноваги (див. рис. 4).

Якщо дві зорі видно поряд на небесній сфері, але насправді між ними величезні відстані і жодного зв'язку нема, то їх називають оптично-подвійними. Прикладом є пара Міцар та Алькор із сузір'я Великої Ведмедиці (див. рис. 5).

Фізичними подвійними називають системи двох зір, які об'єднані си­лами всесвітнього тяжіння і обертаються навколо спільного центра мас. Як­що подвійність можна помітити в телескоп, то такі зорі називають візуально подвійними. Навіть у невеликий телескоп видно, що зоря Міцар складається з двох дуже близьких зір, кутова відстань між якими 14' (див. рис. 6). Розді­льна здатність ока 2' = 120*, тому неозброєним оком виявити подвійність Міцара неможливо. Один із компонентів цієї зорі має видиму зоряну величи­ну 2,4, інший 4, а око сприймає їх як одну зорю 2,2 видимої зоряної величи­ни. Іноді компоненти фізичних подвійних зір мають різний колір.

Існують зорі, подвійність яких можна виявити лише при досліджені спектрограм. Компоненти розташовані близько і навіть у найпотужніший те­лескоп неможливо виявити бінарність таких об'єктів. Ці зорі називають спе-ктрально-подвійними. До речі, згадана візуально подвійно зоря Міцар, на­справді складається з чотирьох зір, адже кожен з її видимих у телескоп ком­понентів спектрально-подвійний із періодами обертання 20,5 діб та 361 доба.

Якщо площа обертання компонентів подвійної системи проходить через Землю, то її блиск періодично змінюється. Візуально нероздільні компоненти регулярно закривають один одного, що спричиняє періодичну зміну потоку випромінювання, яке надходить до нас (ефект підсилюється, якщо світність або колір компонентів суттєво відрізняється). Такі подвійні зорі називають затемнювано-подвійними.

Якщо відстані між зорями сумірні з їхніми розмірами, то кажуть, що во­ни утворюють тісну пару. При цьому форма компонентів такої подвійної зорі суттєво змінюється припливними силами. Трапляється, що компоненти тісної пари дотикаються між собою. У тісних парах між зорями можливий обмін речовиною.

Окрім фізичних зоряних пар, у природі існують потрійні, чотирикратні і т.д. зорі. Наприклад, зоря Кастор (а Близнюків) є системою з 6 зір. Якщо кі-лькістккомпонентів перевищує 10, то такі об'єкти називають зоряними скуп­ченнями. Вчені вважають, що у Всесвіті близько 30% зір — одинарні, 50% ^=* подвійні, 20% — зір входять в системи кратності 3 і вищ&.Досліджуючи еле-

менти орбіт кратних зір, їхні спектри, періоди обертання, вдалося визначити маси їхніх компонентів.

Сучасні дослідження кратних зір пов'язані з тим, що, як виявилось, їх­німи компонентами є дуже цікаві об'єкти — нові, наднові, нейтронні зорі та1 чорні діри.

НІ. Домашнє завдання

Опрацювати §21, §22. Розв'язати задачу: Річний паралакс зорі Гамаль (а

Овна) 0,043*, а її видима зоряна величина т = +2. Знайдіть відстань до зорі(

та її абсолютну зоряну величину.

Урок 14. Змінні зорі. Еволюція зір

Мета: розглянути основні типи змінних зір, сформувати уявлення учнів про нові, наднові, нейтронні зорі та чорні діри; розкрити особливості ево­люції зір.

Основні поняття: фізично змінні зорі, цефеїди, нові зорі, наднові зорі, нейт- ] . ронні зорі, пульсари, чорні діри, гравітаційний радіус, еволюція зір. з

Учні повинні мати уявлення про: основні типи змінних зір; принцип визна- і чення відстаней за допомогою цефеїд; еволюцію зір. 'і

Учні повинні знати: що таке нова та наднова зоря. |

Учні повинні вміти: пояснити природу виникнення нейтронної зорі, чорної:!

Загальна структура та зміст уроку ]

/. Перевірка домашнього завдання . }

Запитання та завдання для бесіди: і

— Який принцип побудови діаграми «спектр — світність»? ;

— Яка природа спектрально подвійних та затемнювано-подвійних сис-ч тем? і

— Що таке річний паралакс? Які методи визначення відстаней до зір і вам відомі? І

— Як називаються найбільші та найменші зорі?

Один учень на дошці розв'язує-задачу, задану, додому (Відповідь, і г = 23,3 пк,М = 0,2.) ,\

//. Вивчення нового матеріалу \

Якщо протягом кількох вечорів спостерігати за зорею р Персея, то по-1 мітно, що її блиск змінюється. Цю властивість зорі виявили середньовічній 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 р Ліри та 5 Цефея і встановив строгу періодичність змін блиску Алголя. З часом виявлено понад 30000 змінних зір. Усіх їх можна поділити на дві групи: затемнювано-змінні та фізичні змінні зорі.

Затемнювано-змінні зорі, наприклад, Алголь, — це ще одна назва за-темнювано-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 ТУЕ на 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 СТУ) — настає вторинний мінімум. Період змінності Алголя становить 2 доби 20 год 48 хв. До речі, алголями називають цілий клас змін­них зір.

Рисі

Фізичними змінними зорями називають 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: пульсуючі змінні зорі та спалахуючі змінні 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 бяиск 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 8 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 3,5-107км до 3,9107км:.

Усі цефеїди є жовтими надгігантами спектральних класів Р і О. 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 хв її 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 у 1740 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 Т Тельця). Однак найцікавішими зі спалахуючих змінних зір є нові та наднові.

Новими називають 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 1038Дж 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 ни-

жча 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 цьо-. му 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 Ю^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,р 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 виявлена 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 інших галактиках. 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 енер-

гія, 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 магні-1 тні поля. Елементарні частинки, які гальмуються цими полями, є джерелами радіовипромінювання. Імовірно, виявлені в кількох місцях Молочного Шляху , газові туманності, що розширюються та інтенсивно випромінюють радіохви- і лі, є залишками спалахів наднових зір.

У 1932 році радянський фізик Л. Д. Ландау (1908-1968) теоретично до- і вів, що за певних умов під дією величезного тиску, спричиненого вагою зовнішніх шарів зорі, атоми в її надрах можуть руйнуватись. При цьому і нуклони настільки зблизяться, що густина речовини сягне фантастичного^ значення 2-1О1'кг/м3. Протони, захопивши вільні електрони зруйнованих! атомів, перетворяться в нейтрони і виникне надщільна нейтронна зоря цуже 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 Лиси-' чки 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 риіве — ім-] пульс) — це нейтронні зорі, які дуже швидко обертаються і мають сильне ма-І гнітне поле, вісь обертання якого не збігається з механічною віссю обертай-< ня. На поверхні пульсара є область, яка інтенсивно випромінює електромаг-і нітні хвилі. При обертанні нейтронної зорі ця область регулярно повертаєть-1 ся 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:

І2СМ і ■ і\

де О —■ гравітаційна стала, /? — 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, називаєть-

ся гравітаційним радіусом: К„ = —г—»де С — гравітаційна стала, М—ма-

• с

са об'єкта, с—швидкість світла у вакуумі.

Гравітаційний радіус для Сонця близько 2,95 км, а для Землі — близько 9 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).

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 М@, радіус ЗО км, а основна частина випромінювання диска належить об­ласті радіусом 200 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 власно? 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 (для масивних прото-зір) до сотень мільйонів років (для протозір, легших за Сонце). Коли темпе-; ратура 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 ч звичайну зорю і займає місце на головній послідовності діаграми Герцшпру-нга — 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): 10ю

і = —^- років. Що легша зоря, то триваліший час вона перебуває на головній

М . . ... . . ■ > .

послідовності. Наприклад, блакитний гігант (М = 20 М@) використовує свщ запас енергії за 1,25 млн років, а червоний карлик (М=О,5М0) — за| 80 млрд років. '■■'■..

Після вигоряння водню в надрах зорі утворюється гелієве ядро, а термо-; ядерні реакції відбуваються в тонкому шарі на його межі. При цьому оболонь ка 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. 3).

Рнс.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.

НІ. Домашнє завдання

Опрацювати §23, §24. Розв'язати задачу: Знайти гравітаційний радіус Венери.

Для допитливих

«Габбл» — телескоп-реф лектор із дзеркалом діаметром 2,4 м. На Землі є телескопи із дзеркалами до 10 м (наприклад, Кеск 1 і Кеск 2). Проте саме «Габбл» виведений на навколоземну орбіту і працює за межами атмосфери. Про такий телескоп мріяли давно. Проектувався і будувався він у 70-80-х роках XX століття. Запуск

93

«Габбла» неодноразово відкладали, але у квітні 1990 року «Шатгл» вивів його на ор­біту'. Планувалося, що телескоп кожні 5 років спускатимуть «ІЙаттлом» на Землю для ремонту, а кожні 2,5 років обслуговуватимуть на орбіті. Але, побоюючись деформацій;; та забруднення пристрою під час транспортування, вирішили відмовитись від назем­ного ремонту і «призначили» телескопу орбітальний «техогляд» кожні три роки.

Після запуску «Габбла» виявилось, що головне дзеркало трохи деформоване — усього 2 мікрони з краю відносно центра. 2 мікрони — це 4—5 довжин хвиль світла. Так, телескоп став «підсліпкуватим» і лише трохи переважав наземні телескопи у роз­дільній здатності. У 1993 році під час польоту «Шаттла» на телескоп поставили коре-І ктуючу оптику («окуляри»). Ефект перевершив сподівання! Телескоп «бачив» краще, ніж планувалося спочатку. Наступні польоти «Шаттла» у 1997 році і 1999 році теж, були доволі успішними.

Телескоп «Габбл» працює як міжнародна обсерваторія, він в основному американ­ський, хоча крім Північноамериканського космічного агентства (ИА5 А) у проекті бе-: ре участь Європейське космічне агентство (Е8А).

"Європейське Космічне агентство обладнало телескоп камерою для слабких-об'єктів. Вона має рекордну роздільну здатність до 0,0Г. Зорю 21 видимої зоряно величини потрібно експонувати через світлофільтр, інакше вона засвітить усе. Каме-1 рою також зроблена унікальна фотографія надгіганської яскравої зорі Бетельгейзе. На] знімку видно диск зорі! Телескоп «Габбл» названий іменем великого американського! астронома Е. Габбла (1889-1953).

На 2007 рік запланований запуск космічного телескопа «Гершель» Європейським 1 космічним агентством. Діаметром його дзеркала рекордний для космічних телеско-1 пів — 3,5 м. «Гершель» зможе отримувати зображення об'єктів в недоступних раніше І ділянках спектра — далекому інфрачервоному та субміліметровому. Саме в цих діа-| пазонах випромінюють складні хімічні сполуки й органічні молекули. Завдання теле-1 скопа «Гершель» — пошук ознак позаземного життя.

Урок 15. Наша Галактика

Мета: сформувати уявлення учнів про Галактику, її будову, розміри, спіра-| льну структуру; ознайомитичучнів із різноманітністю об'єктів, що| входять до складу Галактики, та^з місцем у ній Сонячної системи.

Основні поняття: Молочний шлях; кулясті зоряні скупчення; розсіяні зоряні! скупчення; зоряні асоціації; туманності; спіральна структура Галактики.

Учні повинні мати уявлення про: нашу Галактику і місце Сонячної системи в ній.

Учні повинні знати: будову, розміри та скдад Галактики; типи зоряного насе- і лення.

Загальна структура та зміст уроку

/. Перевірка домашнього завдання

Запитання і завдання для бесіди:

— Як визначають відстань до змінних зір?

— Чому нейтронна зоря має таку назву?

— Опишіть еволюцію зір із масою, як у Сонця.

94 , . .

Один учень на дошці розв'язує задачу, задану додому (Відповідь. 7,26 мм.)

II. Вивчення нового матеріалу

Молочний Шлвх — світло-срібляста широка смуга, яка перетинає не­бесну сферу, проходячи, зокрема через сузір'я Близнюків, Тельця, Кассіопеї, Лебедя, Стрільця. Ще в 1609 році Г.Талілей за допомогою телескопа виявив, що Молочний Шлях складається з колосальної кількості дуже слабких зірок. Зусиллями багатьох астрономів, передусім Вільяма Гершеля, його сина Джо-на Гершеля, В. Я. Струве, встановлено, що зірки небесної сфери належать величезній зоряній системі — Галактиці (від грецького §а1акіісо$ — молочний). Переважна більшість зір Галактики сконцентрована в Молочному Шляху (в Україні його називають Чумацьким Шляхом). Наше Сонце разом із планетною системою теж входить до складу Галактики.

Уявна площина, яка проходить через середину Молочного Шляху, на­зивається галактичною площиною. Навіть побіжного погляду достатньо, щоб помітити, що з віддаленням від галактичної площини кількість зір на не­бесній сфері зменшується. Та й у самому Молочному Шляху світила розподі­лені нерівномірно. У сузір'ях Візничого та Персея яскравість Молочного Шляху незначна, а в сузір'ї Стрільця він так насичений зорями, що вони утворюють гігантські зоряні хмари. Найбільша з них розташована на межі су­зір'їв Стрільця та Скорпіона. Подібні спостереження наштовхують на кілька висновків. По-перше, Галактика дуже стиснута. По-друге, у сузір'ї Стрільця спостерігаємо надзвичайно збагачену зорями центральну область Галактики, а в напрямку на сузір'я Візничого і Персея — її периферію. Отже, якщо нам видно і те, й інше, то Сонце розташоване всередині зоряної системи (Галак­тики), далеко від її центра, але і не на межі.

На осінньому зоряному небі впадає в око тісна красива група зірок у су­зір'ї'Тельця, схожа на блискучий маленький ківш. Називається вона Плеяда­ми. Неозброєне око розрізняє в цій групі 7-8 зір, а на фотографіях з тривалою експозицією налічується близько 300 слабких зірок. Таке об'єднання зір — Пади — розташоване поруч з Альдебараном (а Тельця): Ці та аналогічні до них тісні зоряні групи неправильної форми називаються розсіяними зоряни­ми скупченими. У кожному з них сотні або й тисячі зір, які мають спільне походження, об'єднанні силою всесвітнього тяжіння і разом рухаються у про­сторі. Діаметри розсіяних зоряних скупчень становлять 10-20 світових років. Більшість розсіяних скупчень складається тільки із зір головної послідовнос­ті, а це означає, що вік цих утворень не перевищує 10-100 млн років, тобто вони доврлі «молоді». Зараз відомо близько 1200 розсіяних зоряних скупчень і майже усі врни розташовані у Молочному Шляху чи поблизу нього. Найближче до нас розсіяне зоряне скупчення — Пади — віддалені всього на 46 пк.

Окрім розсіяних, спостерігаються і зоряні скупчення сферичної чи еліп-і соїдної форми, які називають кулястими. Вони мають величезні розміри (до] 300 св. років) і складаються із сотень тисяч зірок. Значна кількість червони гігантів у кулястих зоряних скупченнях свідчить,про поважний вік цих утво­рень. Найстарші з них існують 13-15 млрд років. На відміну від розсіяних,! кулясті зоряні скупчення сконцентровані біля центра Галактики. Зараз відомої близько 150 кулястих зоряних скупчень, і всі вони надзвичайно віддалені.! М22 (читається «Месьє 22») у сузір'ї Стрільця — єдине кулясте зоряне скуп-І чення, яке можна бачити неозброєним оком у вигляді туманної плямки! (/я = 5,1), розташованої на відстані 2800 пк. ч

У 1947 році радянський астрофізик В. А. Амбарцумян повідомив прої відкриття нового виду зоряних утворень — зоряних асоціацій. Це наймоло-; дшІ розсіяні зоряні скупчення, що складаються з дуже молодих зірТ Молоді | гарячі біло-голубі зорі (класів О та В) групуються в 0-асощ'ації, а молоді зорі; типу Т-Тельця — у Т-асоціації.

Згідно з астрофізичними даними, 98% маси усієї Галактики і сконцентровано у зорях. Решта — 2% речовини припадає на газ і пил. Вони І надзвичайно розріджені (1 частинка — на 10 см3) і розподілені нерівномірно І у ТалМваяща придивившись до Молочного Шляху, можна побачити на його! світлому фоні темні області з незначною кількістю світил. А від сузір'я Лебе- і дя в напрямі на сузір'я Скорпіона Молочний Шлях складається із двох гілок, і розділених так званим Великим Провалом. Ця темна смуга — велетенське! скупчення пилу, сконцентрованого поблизу галактичної площини. Газопило­ві хмари екранують світло зірок, розташованих у них та за ними. Іноді з пилу ] і газу формуються туманності.

Величезні згущення пилу та газу, які мають неправильну форму, нази­ваються дифузними туманностями. їхня маса може сягати 10 000 М@ . Гус­тина туманностей дуже мала — 10-100 частинок в 1 см3, але, простягаючись на десятки й сотні парсек, вони стають непрозорими для світла далеких зір.

У дифузних газопилових туманностях виникають і формуються молоді зорі. Дифузні туманності можуть бути темними та світлими. Залежить це від того, є чи нема поблизу яскравої зорі. Наявність значної кількості темних га­зопилових туманностей у площині Молочного Шляху створює ефект Велико­го Провалу. Однією з найвідоміших темких дифузних туманностей є туман­ність Кінська Голова. Якщо в туманності або біля неї є яскрава зоря, то газ і пил відбивають та розсіюють її світло. Туманність при цьому виглядає світ­лою. Характерним представником таких об'єктів є туманність в Оріоні, роз­ташована трохи нижче від «пояса Оріона» (див. рис. 1 до уроку 2). Для не­озброєного ока вона виглядає слабенькою зеленуватою плямкою. Загалом ві­домо понад 150 світлих дифузних туманностей.

Газ туманностей, іонізуючись ультрафіолетом зорі, теж випромінює. Тому в спектрах туманностей, окрім ліній поглинання, є і окремі яскраві лінії випромінювання. За ними визначають хімічний склад туманностей.

Є світлі туманності правильної форми: волокнисті та планетарні. Вва­жається, що ці об'єкти формуються зі скинутих зорями оболонок на заключ­них етапах. -

Волокнисті туманності (наприклад, Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця), очевидно, є залишками спалаху наднових зір. З оболонок червоних гігантів утворюються планетарда туманності. Вони мають сферичну форму, а в їх центрі розташована зоря білий карлик. На сьогодні відомо понад 1300 планетарних туманностей. Вони розширюються з неабиякою швидкістю (до 40 км/с) і за кілька десятків тисяч років повністю розсіюються.у просторі. Отож, зорі нашої Галактики, сформувавшись із газу й пилу в дифузних ту­манностях, у кінці життя, скидаючи оболонку або вибухаючи, значну частину своєї речовини повертають у міжзоряний простір у вигляді газу волокнистих чи планетарних туманностей.

За сучасними уявленнями, наша Галактика має дві складових — плоску та сферичну див. рис. 1.

Рисі

Вони відрізняються не лише формою, а й, що головне, об'єктами, які їх утворюють.

Сферична підсистема —- гало чи корона — складається з газу, дуже старих неяскравих зір, як правило, згрупованих у величезні кулясті скупчен­ня. Об'єкти гало концентруються до центра Галактики, утворюючи балдж (з англійської Ьи1§е — опуклість). Радіус гало, згідно з даними Космічного те­лескопа ім. Габбла, дорівнює 300 000 св. р. Плоска підсистема — диск — складається переважно з газу, молодих зір та їхніх скупчень. Вік більшості об'єктів диска до 1 млрд років. Діаметр диска 100000 св. р., а товщина центральної зони 10000 св. р. кількість зір у диску сягає 400 млрд, а його ма­са 150 млрд М@.

У центрі Галактики розташоване ядро діаметром 4000 св. р. концентра­ція зір у ядрі дуже висока, ймовірно, у його центрі є дуже масивна чорна діра. Досліджують ядро Галактики в інфрачервоному діапазоні, бо випромінюван­ня таких частот найменше послаблюється.

Наша Галактика маєчітко, виражену спіральну структуру. Доведено, що вона має дві спіралі. їхні гілки сприймаються нами у вигляді Молочного Шляху. Швидкість обертання зір навколо центра Галактики різна. Із в

Переглядів: 3231