Жұлдыздар әлемі. Жұлдыздарға дейінгі қашықтық. Айнымалы жұлдыздар. Физика, 11 сынып, презентация.

Сабақтың тақырыбы:

Жұлдыздар әлемі. Жұлдыздарға дейінгі қашықтық. Айнымалы жұлдыздар.

Оқу мақсаты:

11.10.1.1 – Жұлдыздардың спектрлік жіктелуін сипаттау;

- жұлдыздардың спектрлік жіктелуін (кластарын) түсіндіру;

- жұлдыздардың спектрлік жіктелуі-температурасы, жарқырау арасындағы байланысын түсіндіру;

- жұлдыздардың спектрлік жіктелуі-массасына тәуелділігін түсіндіру;

Сабақтың мақсаттары:

Жұлдыз кейде тұрақты жұлдыз (лат. stella немесе лат. astrum; астрономиядағы белгісі: ✱) — салмағы ерекше ауыр, өзегіндегі термоядролық реакция арқылы айналасына тұрақты жарық шығаратын[1], плазмалық газ күйдегі аспан денесі. Жұлдыздарды арнаулы түрде Жұлдыз астрономиясы ғылымы зерттейді.

ЖҰЛДЫЗДАРДЫ АНЫҚТАУ

Астрономдар жұлдыздардың спектрін, жарық шамасын, кеңістіктегі қозғалысын өлшеу арқылы оның салмағын, жасын, құрамындағы металл мөлшерін және басқа да қасиеттерін таниды. Жұлдыздың жалпы сапасы оның өзгерісі мен кейінгі тағдырының маңызды көрсеткіші. Басқа қасиеттері, мысалы диаметрі, өз осьінде айналуы, қозғалысы мен температурасы қатарлылар оның тарихи өзгерісі барысында ұқсамайды. Жұлдыз температурасының жарық шамасына байланысты суреті әдетте "HR диаграммасы" деп аталады. Ол арқылы жұлдыздың жасы мен өзгеріс сатысы айқындалады.

Герцшпрунга – Ресселл диаграммасы

1911 жылы Эйнар Герцспрунг (1873-1967, Голландия) бақылаушы деректерді салыстыра отырып, жұлдыздардың жарықтығының спектрлік класстарға тәуелділігін орнатты.

1913 жылы Генри Норрис Рессель (1877-1957, АҚШ) осы тәуелділікті орнатып, оны графикалық түрде ұсынды.

«Спектрлік жіктелу-жарықтық» диаграммасы

Негізгі деңгей:

Бұл әр түрлі масштабтағы жұлдыздардың тізбегі. Ең үлкені (көк алыптар) жоғарғы бөлігінде, ал ең кіші жұлдыздары - ергежейлер негізгі тізбектің төменгі бөлігінде орналасқан - бұл күн тәрізді қалыпты жұлдыздар, оларда сутегі термоядролық реакция кезінде күйіп кетеді

Қызыл алптар мен суперганттар басты тізбектің үстінде оң жақта орналасқан,

ақ ергежейлер - сол жақта, демек, негізгі тізбектің сол жағының басы ~ 50 күн массасы бар көгілдір жұлдыздармен, оң жағымен - массасы ~ 0,08 күн болатын қызыл ергежейлілер бейнеленген

Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд.

Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.

.

LДДДТИД

Жұлдыз массасы мен жарқырауы

Жұлдыздардың жарықтығы мен температурасына сәйкес таралуы бойынша Герцспрунг-Рассел диаграммасында келесі жарықтық класстары бөлінген:

Өте алыптар – I класс;

алыптар– III класс;

субалыптар – IV класс;

Күн- жұлдыз G2V.

Расстояние до звезды r, абсолютная звездная величина М и видимая звездная величина m связаны простой формулой:

M = m + 5 - 5lg r

«Масса-жарықтық» тәуелділік және эволюция

  L≈m3,9

< 0,05 М - водород не загорается и протозвезда даже не переходят на главную последовательность.

0,05 – 0,5 М = протозвезда – главная последовательность (10 –18 млрд. лет) –КОРИЧНЕВЫЙ КАРЛИК.

0,5 – 1,5 М = протозвезда – главная последовательность (10 млрд. лет) – красный гигант – новая - БЕЛЫЙ КАРЛИК.

3,0 – 7,0 М = протозвезда - главная последовательность (0,5 млрд. лет) - СВЕРХНОВАЯ - НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА.

7,0 – 15,0 М = протозвезда - главная последовательность (40 млн.лет) - СВЕРХНОВАЯ - ЧЁРНАЯ ДЫРА.

20 – 30 М = превращается в ЧЁРНУЮ ДЫРУ.

Скорость эволюции звезды определяется ее массой

Звезда на главной последовательности находится пока внутри происходит термоядерная реакция, что зависит от массы и химического состава. Время жизни на главной последовательности самое долгое в эволюции. Для звезд разной массы:

M=0,8M τ=20 млрд.лет

M=M τ=10 млрд.лет

M=1,5M τ=1,5 млрд.лет

M=2,0M τ=0,8 млрд.лет

M=5,0M τ=78 млн.лет

M=15M τ=11 млн.лет

M=20M τ=10 млн.лет

1911–24 жж. Астрономдар Дж. Расселл,

Э. Герцшпрунг және А.Эддингтон негізгі

тізбектегі жұлдыздар үшін L жарықтығы мен

М массасының арасында байланыс бар екенін,

ал массалық - жарықтық диаграмма салынғанын анықтады.

Масса - жарықтыққа тәуелділік шамамен қатынасы арқылы көрінеді

ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ ПАЙДА БОЛУЫ

Сутегі мен гелийден ауыр элементтер термоядролық реакциядан пайда болады. Жұлдыздар негізінен сутегіні негіз еткен күйде пайда болады және гелий мен аз мөлшерде ауыр элементтердің сығылуынан құралады. Өзегінде жеткілікті тығыздық болса, кейбір сутегі термоядролық реакция барысында тұрақты түрде гелийге айналады[2] (мысалы, Күнде 4 атом сутегі 1 атом гелийге айналудан біз тұтынатын жылу мен жарық қалыптасады). Жұлдыздың ішіндегі артық энергия радиацияланып сыртқа шығып кетеді. Жұлдыз ішкі гравитация әсерінде өз салмағының жеміріп жібермеуіне (өз өзегіне бірақ құйылып, шөгіп кетпеуге де, айналасына шашырап тозып кетпеуге де) қол жеткізеді.

АҚҚАН ЖҰЛДЫЗ

«Аққан жұлдыздар» — Жер атмосферасына ене отырып, қызатын метеорлардың жарқыраған құйрықтары.

Метеор денелер деп аталатын миллиондаған металл және тас кеектер Күнді айнала отырып, ғарышты жарып өтеді. Олар Жер атмосферасының қалың қабатына енген кезде қызады да, арттарынан жарқылдаған «құйрықтарын» 1-2 секундқа қалдырады. Олар аспанға от шашқандай әсер қалдырады.

ЖҰЛДЫЗДАР ҚАЛАЙ ӨЗГЕРЕДІ?

Жұлдыздың өмір сүру уақыты оның бастапқы массасына байланысты өзгереді. Алайда, жалпылай айтқанда, жұлдыздар өмірлерінің үлкенбөлігін гелийді шығару үшін сутек атомдарын жағумен өткізеді. Ақырында, жұлдыздар сутек атомдарының қорын бітіреді. Гелийді термоядролық реакциядан өткізу қиынырақ болғаны үшін жұлдыз суиды, ал термоядролық реакциялар тоқтағандықтан, гравитация әсерінен денелер ядроға қарай тартыла бастайды. Содан кейін ядро гелийді ыдыратуға жеткілікті деңгейге дейін тығыздалады, бұл кезде гелий кенет лап етуі мүмкін. Бұдан бөлінген энергия сутегінің термоядролық реакциясына қарағанда әлдеқайда күштірек болады, сыртқа итеруші күштің де басымдылығы көбейіп, денелерді ядродан сыртқа қарай итермелейді. Бұл жұлдыздардың көлемінің өте үлкен болуына, яғни алып жұлдызға айналуына ықпал етеді. Массалары өте жеңіл жұлдыздар гелийді термоядролық реакциядан ешқашан өткізе алмайды, сол себепті олар сутекті ақырын жағуын жалғастыра береді. Кейін мұндай жұлдыздармен нақты не болатыны бізге беймәлім, себебі ондай жұлдыздар өмір сүруін тоқтатындай уақыт әлі өткен жоқ.

ЖҰЛДЫЗДАР ҚАЛАЙ ЖОЙЫЛАДЫ?

Жұлдыз ақырында гелийді бітіріп, көміртекті жағуын бастайды. Көміртектің жануы өте тез жүреді, себебі ол кезде жұлдыздағы денелермен әрекеттесуі қиын нейтрино деп аталатын бөлшектер түзіледі. Олар шығарылмас бұрын жұлдыздан энергия алады, соның әсерінен энергия шығымы жылдамдайды. Гравитацияның басымдылығынан ядро сығылады. Бұның әсерінен жұлдыз қаттырақ жанып, көлемін сақтап қалуға көмектеседі. Сол себепті жұлдыз өз отынын әлдеқайда тезірек жағып бастайды. Осы кезде жұлдыздың сыртқы қабаты толығымен жоғалып, ақ ергежейлі сияқты жанып,тек ядросы ғана қалады. Жұлдыз энергиясының әсерінен газдар жарқырап, ғаламшар тұмандығы пайда болады.

Көбелек тұмандығындағы

жұлдыз өлімі, Хаббл

телескопы арқылы түсірілген

ЖҰЛДЫЗ ТҮРЛЕРІ

Қызыл алып ;

Ауыспалы жұлдыз;

Ақ ергежейлі;

Көк ергежейлі;

Жаңа жұлдыз;

Сары ергежейлі;

Вольфа-Райе;

Т Тельца;

Жұлдызды бұлт

Жаңа жұлдыз

Сарғыш түсті жұлдыз

Қызыл алып жұлдыз

Ақ ергежейлі жұлдыз

Аса алып қызыл жұлдыз (Red supergiant, RSG) — Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі (Йерктік спектр бөлу, МКК) бойынша жіктегенде бірінші түрдегі жұлдызға жататын Аса алып жұлдыз түрі. Олар салмағы ең үлкен жұлдыз емес, бірақ көлемі бойынша ғаламдағы ең үлкен жұлдыз есептеледі.

Массасы 10 күн массасына ие жұлдыздың өзегіндегі сутегі жанып таусылған соң гелийлік жануды бастан кешіреді де аса алып қызыл жұлдызға айналады.

Мұндай жұлдыздардың беткі температурасы өте төмен болады （3500-4500 K）. Құс жолы жүйесінде белгілі болған төрт Аса ауыр қызыл жұлдыз Цефей μ, Мерген кВА, Цефей V354 және Аққу KY қатарлылар.

Ауыспалы жұлдыз — негізінен температурасы мен радиусының бірде ұлғаюы, бірде кішіреюі салдарынан жарығы құбылып тұратын жұлдыз. Нақты айтқанда, жұлдыз жарықтығы бірнеше деңгейге уақытқа тәуелді өзгереді. Мысалға, Күннің шығаратын энергиясы 11 жылдық жұлдыздық цикл деңгейінде 0,1%-ға өзгереді, яғни абсолютті жарықтығын мыңнан бірге өзгертеді. Ауыспалы деп ба0ылаушы техниканың жеткен деңгейінде сенімді табылған жұлдыз аталады. Жұлдыз ауыспалылар қатарына енуі үшңр бір рет өзгеріс болса жеткілікті.

Ақ ергежейлі жұлдыз- күйреуік материядан (лат. Degenerate matter) құралған ұсақ тұрақты жұлдыз. Олардың тығыздығы жоғары, массасы күнмен қарайлас Ақ ергежейлінің көлемі бар болғаны жер шарындай ғана болады. Олардың әлсіз жарығы бұрынға мол энергияның сақталып қалған соңғы қалдық қуатынан келеді. Күнге жақын аймақтағы жұлдыздардың шамамен 6% Ақ ергежейліге жатады.Бұл түрдегі жарығы әлсіз Ақ ергежейлі сипатына Генри Норрис Рассел, Эдвард Чарльз Пикеринг, және У. Флеминг қатарлы кісілер 1910 жылы назар аударды. "Ақ ергежейлі" деп алғаш 1922 жылы Willem Luyten атады.

Көк ергежейлі – қызыл ергежейліден бастау алатын, массасы Күннің массасынан кіші гипотикалық жұлдыздар классы. Қазіргі таңда ешқандай да қызыл ергежейлі жұлдыздың көк ергежейлі жұлдызға айналғаны байқалмады. Бірақ та бұл жұлдыздар теориялық тұрғыда бар болып есептеледі.

Жұлдыздар ғарышқа біркелкі шашылған емес. Олардың көбі тартылыс күш әсерінде ұйысып екіден көп қосаржұлдыздарға біріксе, тіпті неше миллиард жұлдыздар топтасып алып үйіржұлдыздарға айналады. Екі жұлдыздың орбитасы оларды жақындатқанда олардағы өзгеріс тездейді. Мысалы, Ақ ергежейлі жұлдыз өзінің серік жұлдызына жақындағанда оның газдарын өзіне сіміріп, ЖАҢА ЖҰЛДЫЗ болып жарқырайды.

Сары ергежейлі – массасы Күннің массасынан 0.8-ден 1.2 есе және температурасы 5000-6000К болатын кіші жұлдыздар класы. Анықтамалық атына сәйкес бұл жұлдыз фотометриялық құбылыс нәтижесінде сары түске ие, бірақ адамдарға ақ түсті болып көрінеді. Негізгі энергриялық көзі гелий мен сутегінің термоядролық синтезі болып табылады. Ең танымал сары ергежейлі жұлдыз- Күн.

Вольф-Райет жұлдыздары - өте жоғары температура мен жылтырлыққа ие жұлдыздардың класы. Вольфа Райе жұлдыздары басқа жұлдыздардан сутек, гелий, оттегі, көміртегінің әр түрлі дәрежеде иондалуы кезінде спектрленуімен ерекшелінеді. Бұл жұлдыздар класының атауы фразцуз астрономы Шпрль Вольф пен Жорж Райенің есімдерімен тығыз байланысты. Себебі, дәл осы ғалымдар осындай жұлдыздардың спектрленуіне бірінші болып ерекше назар аударған.

T Tельца классындағы айнымалы жұлдыздарының прототипі болып табылатын Тельца жұлдыздарындағы айнымалы жұлдыз. Ол жұлдызды 1852жылы Бишоп обсерваториясында Джон Расселл Хинд ашты. Т Тельца Эплисон Тельца жұлдызынп жақын орналасқан Градистің шашыраңқы жұлдыздар класстерінде байқалады. Т Тельца түріндегі жұлдыздар жасы бірнеше миллион болатын өте жас жұлдыздар болып саналады.

Күн тәрізді жұлдыздардың эволюциясы

Негізгі қатардан шыққаннан кейін жұлдыз эволюциясының кезеңдері де қысқа.

Типтік жұлдыздар, Күн сияқты, қызыл алыптарға айналады,

олар өте массивті - қызыл супергианттар. Жұлдыз мөлшерде тез өседі

және оның жарықтығы артады, бұл диаграммада көрсетілген.

Герцспрунг-Рассел диаграммасындағы жұлдыздың орналасуы жұлдыздың жасына байланысты өзгереді. Ірі массивті жұлдыздар (супергианттар) жүздеген миллион жылдар бойына өзгеріп, өз энергияларын тез тұтынады. Сондықтан, көк супергианттар - бұл жас жұлдыздар.

Үлкен массалы жұлдыздардың эволюциясы

Қызыл ергежейлілер эволюциясы

Қызыл карликтердің кішкентай массасы бар,

олардың эволюциясы жүздеген миллиард жылдарға дейін жалғасады,

сондықтан олардың негізгі тізбектен шығуға уақыты болмады.