сегодня рождение новых звезд
Проверочная работа по астрономию на тему «Эволюция звезд»(10-11 класс, астрономия)
Ищем педагогов в команду «Инфоурок»
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Место работы: Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение «Средняя общеобразовательная школа №7» г Канаш Чувашской Республики
Проверочная работа по теме «Эволюция звезд».
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса. Тестовый тематический контроль может проводиться письменно или по группам с разным уровнем подготовки. Подобная проверка достаточно объективна, экономна по времени, обеспечивает индивидуальный подход. Кроме того, учащиеся могут использовать тесты для подготовки к зачетам и ВПР. Использование предлагаемой работы не исключает применения и других форм и методов проверки знаний и умений учащихся, как устный опрос, подготовка проектных работ, рефератов, эссе и т.д.
1. Что такое звездная эволюция?
А. Это гравитационное сжатие газопылевого облака.
Б. Реакции ядерного синтеза в центре звезды (водород превращается в гелий).
2. Подберите три основных этапа рождения звезды.
1). Гравитационное сжатие газопылевого облака.
3). Увеличение внутренней температуры и давления.
5). Устойчивое свечение за счет превращения водорода в гелий.
3. Какая характеристика звезды определяет продолжительность времени ее эволюции в случае сходного химического состава?
4. Что такое черная дыра?
А. Это огромное вращающееся, сжимающееся газообразное облако, образующееся внутри существующих в космосе облаков газа (в основном водорода) и пыли.
Б. Звезда сверхплотной массы, возникшая в результате гравитационного коллапса; ее не может покинуть ни свет, ни вещество, ни сигнал любого типа.
В. Маленькая плотная (умирающая) звезда низкой светимости с высокой поверхностной температурой, типичный размер ее равен размеру Земли, а масса равна солнечной.
5. Какие две характеристики пульсирующих звезд периодически меняются?
А. Размер и светимость.
Б. Светимость и давление.
В. температура и давление.
6. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звезд?
А. Изменением размеров звезды при пульсации и ее температуры.
Б. Затмением одной звезды другой.
В. Изменением размеров звезды.
7. Чем объясняется изменение яркости цефеид?
А. Периодическим изменением массы звезды и ее температуры.
Б. Периодическим изменением цвета звезды и ее температуры.
В. Периодическим изменением размеров звезды и ее температуры.
8. Чем можно объяснить изменение яркости новых звезд?
А. Главным образом изменением массы звезды.
Б. Главным образом изменением размеров звезды.
В. Главным образом изменением плотности звезды.
9. От чего зависит цвет звезды?
А. Цвет зависит от состава вещества, от температуры и светимости.
Б. Цвет зависит от светимости звезды.
В. Цвет зависит от температуры ее фотосферы.
10. Со звезды Капелла большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом 0,07«. Годичный параллакс звезды Процион 0,28″ . Какая из этих звезд дальше от нас и во сколько раз?
1. Рождаются ли сегодня новые звезды?
А. Да. Сильное гравитационное притяжение черной дыры приводит к рождению новых звезд.
В. Да. В газопылевых облаках, таких, как Туманность Ориона.
2. Каков источник энергии, дающий возможность светить звездам главной последовательности?
А. Реакции ядерного синтеза, в которых водород превращается в гелий.
В. Гравитационное сжатие газопылевого облака.
3. Подберите описание к основным стадиям эволюции очень массивных звезд.
1) образование элементов до звезд;
2) гравитационное сжатие туманности;
3) устойчивое свечение за счет превращения водорода в гелий.
б) главная последовательность
4. Что такое белый карлик?
А. Это огромное вращающееся, сжимающееся газообразное облако, образующееся внутри существующих в космосе облаков газа (в основном водорода) и пыли.
Б. Маленькая плотная (умирающая) звезда низкой светимости с высокой поверхностной температурой, типичный размер ее равен размеру Земли, а масса равна солнечной.
В. Звезда сверхплотной массы, возникшая в результате гравитационного коллапса; ее не может покинуть ни свет, ни вещество, ни сигнал любого типа.
5. Когда звезда главной последовательности начинает превращаться в красного гиганта?
А. Когда все имеющееся в ядре водородное топливо превратится в водород.
Б. Когда все имеющееся в ядре водородное топливо превратится в углерод.
В. Когда все имеющееся в ядре водородное топливо превратится в гелий.
6. От чего зависит светимость звезды?
А. От массы, давления и температуры звезды.
Б. От температуры и цвета звезды.
В. От температуры и размеров звезды.
7. Что остается на месте вспышки сверхновой звезды?
А. Нейтронная звезда (пульсар) и туманность.
8. От чего зависит форма кривой изменения видимой яркости затменно-двойной звезды?
А. От массы, давления и температуры звезды.
Б. От формы, размеров и ориентации как самих компонентов, так и их орбит.
В. От формы и размеров орбит.
9. Какие характеристики звезд можно определить, исследуя двойные звезды?
А. Массу, а в случае если звезда является затменной, то и размеры.
Б. Температуру, размеры и светимость.
В. Температуру и светимость.
10. На каком расстоянии от центра галактики находится сверхновая звезда. Если ее угловое расстояние от центра галактики 3′, а от нас она удалена на 10 7 пк?
Вариант II :1 – В; 2 – А; 3 – А; 4- Б; 5 – В; 6 – В; 7 – А; 8 – Б; 9 – А.
3. Моше Д.: Астрономия: Кн. для учащихся. Пер. с англ. / Под ред. А.А. Гурштейна./ Д. Моше – М.: Просвещение, 1985. – 255 с.
4. Воронцов-Вильяминов Б.А. «Астрономия», / Б.А. Воронцов-Вильяминов, Е.К. Страут; Издательство «Дрофа».
5. Левитан Е.П., «Астрономия»: учеб. для 11 кл., общеобразоват. учреждений/ Е. П. Левитан: М.: «Просвещение»,1994. – 207 с.
Все за сегодня
Политика
Экономика
Наука
Война и ВПК
Общество
ИноБлоги
Подкасты
Мультимедиа
Европа
Вселенная практически перестала создавать новые звезды
Согласно наиболее полному на настоящий момент исследованию возраста ночного неба, большая часть звезд, которые когда-либо будут существовать, уже появились.
Несколько более ранних исследований были посвящены конкретным «эпохам», но разница методов, которые использовались исследователями, ограничила возможности сопоставлять полученные результаты, чтобы выработать более полную модель того, как развивались звезды за время существования вселенной.
Давно известно, что многие звезды, включая нашу собственную, вероятно, возникли из пыли, оставшейся от других звезд, которые были больше по размеру и превратились в сверхновые на заре мироздания. Проблема заключалась в том, чтобы вычислить, сколько звезд вселенная порождала ранее и сколько порождает сейчас, так как возникало такое впечатление, что в определенный момент звезд стало формироваться намного меньше.
Телескопы искали альфа-частицы, испускаемые атомами водорода (признак звездообразования, проявляющийся ярким красным светом), на больших областях неба. Были сделаны снимки вида вселенной в определенные моменты времени – когда ей было два, четыре, шесть и девять миллионов лет – на материале в десять раз большем, чем при предыдущих аналогичных исследованиях.
Результаты ясно показали, что половина когда-либо существовавших во вселенной звезд возникла больше девяти миллиардов лет назад, а оставшаяся половина образовалась за дальнейший период. Ведущий автор исследования Дэвид Собрэл (David Sobral) из Лейденского университета пишет на сайте телескопа «Субару»: «Звездообразование во Вселенной в целом неуклонно падает в последние 11 миллиардов лет. Сейчас оно в 30 раз меньше, чем было на вероятном пике 11 миллиардов лет назад. Если эта тенденция сохранится, во Вселенной прибавится в дальнейшем лишь 5% звезд. Мы живем во Вселенной, в которой преобладают старые звезды. Основное действие во Вселенной происходило миллиарды лет назад!»
Важно, что это позволяет объяснить ранее сбивавшее с толку расхождение между количеством звезд, которые мы можем наблюдать, и тем, сколько звезд, как мы полагаем, должно было быть создано вселенной. Первое поколение звезд, вероятно, было крайне большим по размерам – в сотни раз больше нашего Солнца – и должно было быстро сжечь свое топливо, превратиться в сверхновые и погибнуть, порождая рассеянные диски пыли, из которых потом формировались звезды и планетные системы.
Таким образом, к несчастью, наша вселенная, похоже, выдыхается. Исследование предсказывает, что всего через несколько миллиардов лет можно будет увидеть рождение последней звезды – если, конечно, человечество проживет так долго.
Материалы ИноСМИ содержат оценки исключительно зарубежных СМИ и не отражают позицию редакции ИноСМИ.
Астрономы выяснили, что мешает рождению новых звезд в галактиках и убивает их
Используя ALMA — Атакамскую большую антенную решетку миллиметрового диапазона, ученые Национальной радиоастрономической обсерватории смогли выяснить, что отнимает у галактик их звездообразующий газ.
Читайте «Хайтек» в
Астрономы, изучающие близлежащую вселенную с помощью Атакамской большой антенной решетки миллиметрового диапазона (ALMA), только что завершили крупнейшее исследование звездообразующего «топлива» в скоплениях галактик. Но что еще более важно, эта работа решает давнюю загадку астрофизики: что именно убивает галактики и мешает рождению новых звезд в них? Оказывается, они теряют газ, который необходим для этого процесса, когда проносятся через горячую плазму, которой богата окружающая среда галактик.
В своей работе ученые исследовали скопление Девы — кластер, в котором находится от 1 300 до 2 000 галактик. Особое внимание астрономы уделили окружающей среде скопления, а именно присутствию в ней окиси углерода в рамках проекта VERTICO.
В рамках проекта VERTICO ученые наблюдали 51 галактику в скоплении Девы в высоком разрешении. Они нашли настолько экстремальную и негостеприимную среду, что она может помешать целым галактикам образовывать звезды в процессе. «Скопление в Деве — это самая экстремальная область локальной Вселенной, наполненная плазмой с температурой в миллион градусов. Галактики движутся с огромной скоростью, бурным взаимодействуя между собой и окружающей средой, образуя самое настоящее кладбище в скоплении, — объясняет автор исследования. — Газ исчезает из галактик, когда они движутся через горячую плазму. Больше всего похоже, будто его кто-то выметает огромной космической метлой».
Звёздная эволюция — как это работает
Людей давно занимали причины горения звёзд на небе, однако по настоящему понимать эти процессы мы стали с первой половины 20-го века. В данной статье я постарался описать все основные процессы, протекающие во время жизненного цикла звезды.
Рождение звёзд
Формирование звезды начинается с молекулярного облака (к которым относятся 1% от всего межзвёздного вещества по массе) — они отличаются от обычных, для межзвёздной среды газо-пылевых облаков тем, что имеют бОльшую плотность, и значительно меньшую температуру — чтобы из атомов могли начать образовываться молекулы (в основном — H²). Само это свойство не имеет особого значения, но огромное значение имеет повышенная плотность этого вещества — от этого зависит, сможет ли вообще сформироваться протозвезда, и сколько времени на это потребуется.
Сами эти облака, при невысокой относительной плотности, за счёт своих огромных размеров могут обладать значительными массами — до 10 6 Солнечных масс. Новорожденные звёзды, не успевшие отбросить остатки своей «колыбели» разогревают их, что для таких больших скоплений очень «эффектно» выглядит, и является источником прекрасных астрономических фотографий:
«Столпы творения» и видео об этой фотографии телескопа «Хаббл»:
Туманность Омега (часть звёзд — является «фоном», газ светится за счёт нагрева излучением звёзд): 
Сам процесс отбрасывания остатков молекулярного облака обусловлен так называемым «солнечным ветром» — это поток заряженных частиц, которые разгоняются электромагнитным излучением звезды. Солнце теряет за счёт этого процесса миллион тонн вещества в секунду, что для него (массой в 1,98855±0,00025 * 10 27 тонн) — сущие пустяки. Сами частицы имеют огромную температуру (порядка миллиона градусов) и скорость (около 400 км/с и 750 км/с для двух разных составляющих):
Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.
Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:
Планета 2M1207 b на расстоянии 170 св. лет от нас.
Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):
Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:
И поэтому даже если средняя температура газа ниже «нижней границы» термоядерной реакции в 10 раз, всегда найдутся «ушлые» частицы, которые соберут энергию от соседей, и наберут её достаточно для единичного случая. Чем выше средняя температура — тем больше частиц могут преодолеть «барьер», и тем больше в ходе этих реакций выделяется энергии. Поэтому общепризнанной границей между планетой и звездой является порог, при котором термоядерная реакция не просто имеет место, но и позволяет поддерживать внутреннюю температуру не смотря на излучение энергии с её поверхности.
Прежде чем говорить о классификации звёзд, необходимо сделать отступление, и вернуться на 13 млрд лет назад — в момент, когда после рекомбинации вещества стали появляться первые звёзды. Этот момент для нас показался бы странным — ведь никаких звёзд, кроме голубых гигантов в тот момент, мы не увидели бы. Причина этого — отсутствие в ранней Вселенной «металлов» (а в астрономии так называют все вещества «тяжелее» гелия). Их отсутствие означало то, что для загорания первых звёзд требовалась значительно большая масса (в пределах 20-130 масс Солнца) — ведь без «металлов» CNO-цикл не возможен, а вместо него идёт лишь прямой цикл водород + водород = гелий. Таковым должно было быть звёздное население III (из-за их огромного веса, и раннего появления — в видимой части Вселенной их уже не осталось).
Население II – это звёзды, образовывавшиеся из остатков звёзд III населения, они имеют возраст более 10 млрд лет, и уже содержат в своём составе «металлы». Поэтому попав в этот момент, мы не заметили бы каких-то особых странностей — среди звёзд уже присутствовали и гиганты, и «середнячки» — как наша звезда, и даже красные карлики.
Население I – это звёзды образуются уже из второго поколения остатков сверхновых, содержащие ещё больше «металлов» — к ним относится большинство современных звёзд, и наше Солнце — в том числе.
Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:
Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)
Как видно из графика распределения Максвелла выше, скорости реакций растут в зависимости от температуры растут не линейно — когда температура подходит к «критической точке» очень близко, реакции начинают идти в десятки раз быстрее. Поэтому жизнь больших звёзд может быть весьма короткой в астрономических масштабах — всего пару миллионов лет, это ничто в сравнении с расчётным временем существования красных карликов — в целый триллион лет (по понятным причинам, ни одной такой звезды ещё не погасло, и мы в данном случае можем полагаться только на расчёты, но продолжительность их жизни — явно превышает сотню миллиардов лет).
Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:
Видео за 5-летний период, сделанное из фотографий «Обсерватории солнечной динамики» NASA запущенной в рамках программы «Жизнь со Звездой», отображён вид Солнца в видимом, ультрафиолетовом и рентгеновских спектрах света.
Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:
Это обусловлено тем, что железо обладает минимальной энергией связи (в расчёте на нуклон), и дальнейшие реакции идут уже с поглощением, а не выделением энергии. Звезда всю свою долгую жизнь находится в равновесии между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество.
Переход от сжигания одного вещества к другому происходит с увеличением температуры в ядре звезды (так как каждая последующая реакция требует всё большей температуры — порою на порядки величины). Но не смотря на рост температуры — в целом «баланс сил» сохраняется до самого последнего момента…
Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:
1) От массы зависит не только продолжительность жизни звезды, но и то, каким образом она закончится. Для «самых маленьких» звёзд — коричневых карликов (класс M) он завершится уже после выгорания водорода. Но тот факт, что перенос тепла в них осуществляется исключительно конвекцией (перемешиванием) означает то, что звезда максимально эффективно использует весь его запас. А также — максимально бережно будет его расходовать долгие миллиарды лет. Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.
2) Далее идут более тяжёлые звёзды (к коим относится и наше Солнце) — масса этого, возможного будущего звезды ограничена сверху в 1,39 массы Солнца для остатка, образующегося после этапа красного гиганта (предел Чандрасекара). Звезда имеет достаточный вес, чтобы зажглась реакция образования углерода из гелия (естественно, самых распространённых нуклидов — гелий-4 и углерод-12). Но и реакции водород-гелий не перестают идти — просто область их протекания переходят в внешние, всё ещё насыщенные водородом слои звезды. Наличие двух слоёв, в которых протекают термоядерные реакции ведёт к значительному росту светимости, что вызывает «раздувание» звезды в размерах.
Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:
И на основе этого строят неверные теории, что в долгосрочной перспективе — Венера является лучшим вариантом для заселения человеком — на самом деле, к тому моменту, когда у нас появятся технологии для терраформирования современной Венеры, они могут оказаться безнадёжно устаревшими, и просто-напросто бесполезными. Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе, а вот у Венеры — шансов нет, и «всё что нажито непосильным трудом» — станет частью «пополневшего» Солнца.
На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.
3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.
Железо уже практически не участвует в термоядерных реакциях (и точно — не выделяет энергии), и просто собирается в центре ядра до тех пор, пока давление действующее на него снаружи (и действия силы гравитации самого ядра изнутри) не достигает критической точки. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны «вдавливаются» в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.
Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):
Эти процессы имеют в своей основе захват нейтрона (r-процесс и s-процесс) или захват протона (p-процесс и rp-процесс), с каждой такой реакцией химический элемент увеличивает своё атомное число. Но в обычной ситуации такие частицы не успевают «поймать» ещё один нейтрон/протон, и распадается. В процессах же протекающих внутри сверхновой реакции протекают настолько быстро, что атомы успевают «проскочить» большую часть таблицы Менделеева, так и не распавшись.
Таким образом происходит образование нейтронной звезды:
4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.
В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).
Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:
Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.
Постнаука — Нейтронные звёзды и чёрные дыры (серия видео):