ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 12.01.2024
Просмотров: 289
Скачиваний: 1
ВНИМАНИЕ! Если данный файл нарушает Ваши авторские права, то обязательно сообщите нам.
10.Какие химические элементы образуются при взрывах сверхновых звёзд?
Когда звезда взрывается, то это не означает её конец. Она оставляет другие объекты. Тут зависит от размера взорванной звезды.
Если звезда была в десять раз больше Солнца, то после себя она оставляет нейтронную звезду. Такие звёзды являются самыми странными объектами во вселенной. Нейтронные звёзды обладают невероятной плотностью, но их объём во много раз меньше, чем у обычной звезды. Их плотность сопоставима по плотности небоскрёба, сжатого до размера песчинки. Если такой объект упадёт на земле, то он пробьёт её насквозь.
Нейтронные звёзды вращаются вокруг своей оси, но есть такие, которые вращаются со скоростью в сотни тысяч оборотов в секунду. Из-за такой большой скорости у неё появляется энергетическое поле, а получившиеся полюса выбрасывают большой поток радиационных вспышек. Вид таких нейтронных звёзд называют пульсары.
11.Опишите эволюцию звёзд. Как определить возраст звёздных скоплений?
Эволюция звезды в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни. В зависимости от начальной массы, этот процесс может занимать от нескольких миллионов до десятков триллионов лет.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, которое сжимается из-за гравитационной неустойчивости и постепенно принимает шарообразную форму. При сжатии энергия гравитационного поля переходит в основном в тепло и излучение, и температура протозвезды увеличивается. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов K, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Протозвезда становится полноценной звездой главной последовательности, на которой будет находиться большую часть своей жизни — Солнце также находится на этой стадии. В ядрах звёзд главной последовательности происходят термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Когда водород в ядре заканчивается и оно становится гелиевым, термоядерное горение водорода продолжается уже на границе ядра.
Возраст звёзд определяется: по химическому составу, массе, температуре поверхности, светимости и ее окружению (в плотных шаровых скоплениях звезды эволюционируют немного по другому, чем на окраине галактики, например). Есть модели строения звезд, в них подставляются текущие данные и делают расчет, когда эта звезда могла образоваться.
12.Как оценить температуру поверхности Солнца по непрерывному спектру его излучения?
Излучение абсолютно черного тела характеризуется непрерывным, или сплошным, спектром. Солнце излучает энергию во всех длинах волн, от гамма-излучения до радиоволн. Видимая, или визуальная, часть солнечного спектра представляет собой спектр поглощения, непрерывный фон которого создается излучением солнечной фотосферы. Следовательно, к Солнцу применимы законы излучения абсолютно черного тела. По одному из таких законов, закону Вина, температура солнечной фотосферы T = 6000 К. Наиболее обоснованная оценка температуры фотосферы получается из закона Стефана — Больцмана, который гласит: мощность излучения с единицы поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры, т. е. i = σТ4, где σ = 5,67*10-8 Вт/ (м2*К4) — постоянная величина. Так как радиус Солнца RΘ = 6,96*105 км = 6,96*108 м, то площадь всей солнечной поверхности SΘ =4πR2. С этой поверхности мощность излучения энергии 4*1026 Вт; отсюда следует, что температура солнечной фотосферы:
Подставив в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что Г = 5800 К. Вычисленная по закону Стефана — Больцмана температура называется эффективной температурой - Источник: Спектр и температура Солнца.
4.Выполнить ЗДАНИЯ:
а) как вы можете объяснить появление тёмных спектральных линий в солнечном спектре с точки зрения атомных процессов?
Темные линии в спектре Солнца это результат поглощения, спектр лучей, идущих с раскаленной газовой поверхности Солнца, непрерывен, — это спектр белого света. Проходя сквозь оболочку окружающих Солнце газов (обещающий слой), тоже раскаленных, но все же более холодных, чем солнечная поверхность, часть лучей ослабляется атомами этой оболочки, вследствие рассеяния. При этом ослабляются лучи тех длин волн, которые излучаются этими раскалёнными газами.
б) как вы думаете, химический состав Солнца в ядре сильно отличается от химического состава фотосферы? Аргументируйте свой ответ.
Не всегда человечество располагало теми данными о Солнце, которые сегодня имеет наука. Когда-то сторонники религиозного мировоззрения утверждали, что мир невозможно познать. И в качестве подтверждения своих идей они приводили тот факт, что человеку не дано узнать, каков химический состав Солнца. Однако прогресс в науке убедительно доказал ошибочность таких взглядов. Особенно продвинулись ученые в деле исследования звезды после изобретения спектроскопа. Химический состав Солнца и звезд ученые изучают при помощи спектрального анализа. Так, они выяснили, что состав нашей звезды весьма разнообразен. В 1942 году исследователи обнаружили, что на Солнце присутствует даже золото, хотя его и не так много.
в) объясните, почему по наблюдениям солнечных нейтрино мы заглядываем в ядро Солнца, а с помощью исследования потоков излучения мы этого сделать не можем.
Ведь нейтрино практически не задерживаются веществом. Они не то что Солнце, они всю солнечную систему пролетят не заметив, даже если её свинцом залить. Поэтому те нейтрино, которые до нас добрались, - это в чистом виде информация непосредственно из горячих точек. Из центра Солнца. Из той зоны, в которой и идут все реакции, обеспечивающие солнечную энергетику в изначальном смысле этих слов. В этом и есть их важность.
Кроме того, поскольку время на то, чтоб добраться от Солнца до Земли важно 500 секунд, на таких нейтрино удобно наблюдать осцилляции - превращение нейтрино одного типа в нейтрино другого типа (их три, по числу лептонов), что тоже важно имеет огромное значение для понимания законов мироздания.
г) наблюдения показали, что яркая звезда по спектру относится к звезде главной последовательности спектрального класса B8 и имеет массу 3,2Мх. Вторая звезда относится к красным гигантам спектрального класса K. Расстояние между ними 0,062 а.е., период обращения одной вокруг другой возьмите из кривой изменения блеска Алголя.
Согласно 3 закону Кеплера и гравитации Ньютона сумма масс компонентов двойной звезды (в солнечных массах) можно определить из формулы:
m1+m2 = A^3/T^2 то есть, для нашего случая A = 0.062 а.е.T = 2.86 суток или 2.86/365.25 = 0.00783 годаm1+m2 = 0.062^3/0.00783^2 = 3.88 массы солнца Так что красный гигант имеет массу 3.88-3.2 = 0.68 массы Солнца
д) определите суммарную массу системы и массу второй звезды.
M1*T1^2/R1^3 = M2*T2^2/R2^3
M2 = M1*(T1/T2)^2/(R1/R2)^3 = M1*(1/41)^2/(1/14)^3 = 14^3/41^2 * M1 = 1.632 * M1 = 1.632 масс
е) вокруг звезды Процион (α Малого Пса) на расстоянии 14 а.е. вращается слабый спутник с периодом около 41 г. Оцените суммарную массу двойной системы.
m1+m2 = A^3/T^2
где A = 14 а.е., T = 41 год
m1+m2 = 14^3/41^2 = 1.63 массы Солнца
ж) во время вспышки сверхновой звезды её светимость достигала Lmax = 1010L около 50 суток. Оцените, на сколько времени хватило бы нашему Солнцу той энергии, которую выделила сверхновая звезда в течение 50 суток.
10^10 * 50/365.25 = 1.4*10^9 лет, то есть 1.4 млрд лет
з) посмотрите вокруг себя: что отсутствовало бы из того, что вы видите, если бы не было взрывов сверхновых звёзд
Очень мало элементов тяжелее углерода, а тяжелее железа - вообще нет. Соответственно, большинство планет - газовые, даже если не гиганты. И вообще - звезд и планет очень мало, так как отсутствуют ударные волны в облаках холодного водорода, с которых и начинается звездообразование. Считается, что материал Солнечной системы дважды проходил через "звездное" состояние, и поэтому так насыщен "металлами" (в астрофизике - элементами тяжелее гелия), а само начало формирование Солнца и планет началось со взрыва сверхновой и прохождения ударной волны через облако газа.
5.Письменно решить задачи № 21-24 из учебника по Астрономии.
Ответ: а=а/
=76 а.е., 
+
=
/
=1.6 М.
Ответ: Диаметр D=r*sin
=0,43 пк =1.3*1
км.Линейная скорость расширения 
= r * sin0.01=30км/с. Возраст t= /
=13000ktn
Ответ:
=1/ =1/0.0062=161 пк=530 св. лет . Освещенность E=10-0.
=1.6*1
вт/ . Так как освещённость Е
1/
, то из формулы имеем М=m+5-5* lg =0.8+5-5lg200=-5,
.
Ответ: Используя спектральную классификацию, определяем температуру звёзд, по параллаксу находим расстояние до звезды, по связи освещённости Е со звёздной величиной находим Е, а по расстоянию находим светимость L=E4
=
4
.
;