Звезды и межзвездная среда

Кадр 1

Звёзды и межзвёздная среда. Диафильм по астрономии для 10 кл.

Кадр 2

Огромные расстояния отделяют нас от звёзд. В окрестностях Солнца (в радиусе 18,5 св. лет) их известно не более 50. Какие из показанных на схеме звёзд вы можете найти на небе?

Кадр 3

Это негатив участка звёздного неба. Даже в телескоп совершенно невозможно рассмотреть поверхность какой-либо звезды. Что можно увидеть в телескоп на поверхности Солнца?

Кадр 4

Перед вами увеличенные изображения звёзд, полученные в фокусе 5-метрового рефлектора. Они представляют собой кружки различного диаметра и различной степени почернения. Но это связано не с размерами звёзд, а с воздействием их излучения на эмульсионный слой фотопластинки.

Кадр 5

Звёзды находятся от нас на разных расстояниях. Совсем иначе они выглядели бы, если бы находились на одном и том же расстоянии. Слева условно показаны видимые звёздные величины нескольких звёзд и Солнца, а справа — абсолютные (M₀=4ᵐ,6).

Кадр 6

Различие абсолютных звёздных величин свидетельствует о том, что звёзды имеют неодинаковую светимость. От чего зависит светимость звезды? Светимость S Золотой Рыбы–500 000. Что это значит? Какова её абсолютная звёздная величина? Почему эту звезду можно видеть только в телескоп?

Кадр 7

Звёзды различаются не только по блеску, но и по цвету. Цвет звезды обусловлен температурой её поверхности. Какова эта зависимость?

Кадр 8

Наше Солнце — рядовая звезда. Его непрерывный спектр пересечён множеством тёмных линий. Пример наиболее интенсивных — линии Н и К ионизованного кальция.

Кадр 9

Спектры — основной источник сведений о природе звёзд. Они отличаются распределением энергии, количеством и интенсивностью линий поглощения. Сходные между собой спектры сгруппированы в спектральные классы, обозначаемые буквами латинского алфавита.

Кадр 10

Если перед объективом астрографа поместить призму, то можно получить на пластинке одновременно множество спектрограмм. Чем объясняется различие спектров?

Кадр 11

Связь между светимостями (абсолютными величинами) звёзд и их спектрами (температурой) показывает эта диаграмма „спектр-свет-мость“. Звёзды на диаграмме расположены не хаотично, а в определённом по-рядке. Большинство из них, включая Солнце, находится на „главной последовательности“.

Кадр 12

Среди звёзд есть гиганты и карлики не только по светимости, но и по размерам. Посмотрите, как выглядит Солнце по сравнению со звёздами-гигантами.

Кадр 13

А здесь Солнце изображено рядом со звёздами-карликами. Очевидно, по своим размерам оно представляет собой рядовую звезду, более близкую к карликам, чем к гигантам.

Кадр 14

Важнейшая физическая характеристика звезды – её масса. Вспомните, как определяется масса звезды. Определите по диаграмме, какова связь между массой и светимостью. Существуют ли звёзды, массы которых в сотни раз больше или меньше массы Солнца?

Кадр 15

Причины изменения блеска звёзд различны. Например, переменность блеска звезды β Персея (Алголь) объясняется тем, что плоскость орбиты этой двойной системы близка к лучу зрения, и мы видим затмения звёзд.

Кадр 16

Анализ кривых блеска затменно-двойных звезд позволяет определить ряд их физических характеристик: размеры, плотность и т. д.

Кадр 17

В очень тесных затменно-двойных и особенно спектрально-двойных системах звёзды вытянуты навстречу друг другу и погружены в общую оболочку.

Кадр 18

Для определения орбиты спектрально-двойной звезды строят кривую, каждая точка которой показывает величину и направление скорости звезды по лучу зрения в данный момент. Перед вами кривые лучевых скоростей звезд, образующих двойную систему & Девы.

Кадр 19

Слева изображены орбиты трёх спектрально-двойных звёзд. (В чём их различие?) Справа — соответствующие кривые лучевых скоростей. (Что они показывают?)

Кадр 20

Звёзды вращаются вокруг своей оси. Если направление этого вращения совпадает с направлением орбитального движения, то вблизи моментов полных затмений наблюдаются резкие отклонения от средней формы кривой лучевых скоростей.

Кадр 21

Изменение блеска физических переменных звёзд объясняется процессами, происходящими в них самихх. Изменяется размер, температура поверхности и, следовательно, светимость. Одна из таких звёзд — О Кита (Мира Кита). Вы видите кривую изменения её блеска. Амплитуда колебаний блеска достигает нескольких звёздных величин.

Кадр 22

Строго периодически меняют свой блеск гигантские звёзды-цефеиды. Перед вами кривая блеска звезды δ Цефея. За 5,37 суток блеск её изменяется почти на целую звёздную величину. Он возрастает гораздо быстрее, чем падает.

Кадр 23

При сопоставлении кривых блеска, лучевой скорости, изменения радиуса и температуры δ Цефея видно, что в максимуме блеска фотосфера звезды приближается к нам с наибольшей скоростью, а в минимуме с наибольшей скоростью удаляется от нас. Как изменяются размеры и температура цефеиды?

Кадр 24

Сходны с цефеидами звёзды типа R R Лиры. Одно из основных отличий их от цефеид — более короткие периоды изменения блеска. Цефеиды и звёзды типа R R Лиры — пульсирующие звёзды.

Кадр 25

Чем больше период долгопериодических цефеид, тем больше их светимость. Эта зависимость очень важна: благодаря ей удаётся определить расстояния до звёздных систем, в которых открыты цефеиды. Как это делается?

Кадр 26

Далеко не у всех физических переменных наблюдаются периодические изменения блеска. Немало звёзд, у которых трудно или вообще невозможно заметить закономерность в изменении блеска. Это полуправильные и неправильные переменные.

Кадр 27

Красные карлики, блеск которых неожиданно возрастает в течение минут или даже секунд, называются вспыхивающими звёздами. Эти пока ещё загадочные вспышки сопровождаются мощным радио- и ультрафиолетовым излучением.

Кадр 28

Познакомимся со звёздами, которые на определённой стадии своего развития взрываются и сбрасывают расширяющиеся оболочки. До взрыва Новая Орла (1918 г.) имела абсолютный блеск +5m, а в максимуме взрыва -8m. (Во сколько раз возрос её блеск?). Фотографии показыват расширение образовавшейся туманности (1922, 1926, 1931 гг.).

Кадр 29

Основные этапы вспышки Новой звезды: начало (2–3 суток), резкий подъём; медленное, длящееся годами, уменьшение блеска до его первоначального значения. Энергия, выделяющаяся при взрыве Новой звезды, превышает 10⁴⁵–10⁴⁶ эрг. (За сколько лет Солнце излучает такую энергию?)

Кадр 30

Вспышки Новых могут повторяться. Новая Т Северной Короны вспыхнула в 1866 г. Её повторная вспышка, предсказанная советскими астрономами П. Паренаго и Б. Кукаркиным, произошла в 1946 г. В максимуме блеск возрос на 8m. Эта звезда, как ряд других Новых, оказалась одним из компонентов двойной системы.

Кадр 31

Ещё более грандиозны взрывы Сверхновых звёзд. Они наблюдались в нашей и других галактиках.

Кадр 32

В 1054 г. в созвездии Тельца вспыхнула Сверхновая звезда. Почти месяц она сияла как светило – 5m. Сейчас на том месте видна туманность, получившая название Крабовидной. Расстояние до неё примерно 1500 пс. Диаметр – около 1 пс, масса не меньше 0,1 массы Солнца. Скорость расширения 1000 км/сек.

Кадр 33

Звезда, находящаяся в центре Крабовидной туманности и являющаяся остатком Сверхновой, оказалась пульсаром. У неё открыты пульсации радиоизлучения, блеска, рентгеновского и гамма-излучения. Этот пульсар вызывает свечение туманности в различных диапазонах длин волн.

Кадр 34

Звёзды типа нашего Солнца находятся в тепловом и механическом равновесии. Это значит, что вся выделяющаяся внутри звезды энергия излучается в пространство, а силы тяжести уравновешены силами внутреннего давления.

Кадр 35

В недрах Солнца и других звёзд происходят термоядерные реакции, которые сопровождаются выделением огромной энергии. В ходе этих реакций одни химические элементы превращаются в другие. Внутри звёзд типа Солнца водород превращается в гелий.

Кадр 36

Освобождающаяся энергия, испытывая многочисленные переизлучения, постепенно достигает конвективной зоны, где конвекция играет значительную роль в переносе энергии. На этом и следующих пяти кадрах изображены получающиеся из теоретических расчётов некоторые модели внутреннего строения звёзд.

Кадр 37

Иное строение имеют звёзды-гиганты. Здесь водород уже „выгорел“. В центре таких звёзд, по-видимому, находится ядро с по-стоянной температурой (несколько десятков миллионов градусов). Энергия вырабатывается в слое, прилегающем к ядру, проникает в обширную „оболочку“ звезды и далее переносится конвекцией.

Кадр 38

Белые карлики — одна из заключительных стадий эволюции таких звёзд, как Солнце. Сверхплотное вещество белого карлика представляет собой почти оголённые ядра атомов и оторванные от них электроны. Такой „вырожденный газ“ мало похож на обычный или на плазму. Белый карлик излучает энергию, постепенно остывая.

Кадр 39

Изменение источников энергии звезды может привести к нарушению её равновесия, взрыву, сопровождающемуся сбросом оболочки (вспышка Сверхновой), стремительному сжатию и образованию нейтронной звезды. Диаметр её 15–20 км, плотность близка к ядерной 10¹⁴–10¹⁵ г/см³.

Кадр 40

Быстровращающиеся нейтронные звёзды – пульсары подобно маякам посылают направленные потоки радиоволн из своих „активных“ областей. Открытие пульсаров (1967 г.) позволило обнаружить нейтронные звёзды, существование которых было предсказано академиком Л. Ландау (1934 г.).

Кадр 41

Если после вспышки Сверхновой и сброса оболочки оставшаяся масса звезды больше массы Солнца, то наступает неудержимое катастрофическое сжатие (коллапс). Возникает „чёрная дыра“, силы тяготения которой не выпускают никакие виды излучений.

Кадр 42

Пространство между звёздами заполнено очень разреженной газовой и пылевой материей. Сгущения дифузного вещества представляют собой доступные наблюдению туманности.

Кадр 43

По всей вероятности, в некоторых туманностях, в результате конденсации диффузного вещества, образования газового шара, его последующего сжатия и разогрева рождаются звёзды. На фотографии стрелками отмечены места, где, возможно, мы наблюдаем формирующиеся звёзды.

Кадр 44

А это планетарные туманности. Они состоят из газа, когда-то выброшенного горячими звёздами (ядрами планетарных туманностей).

Кадр 45

Некоторые туманности, как вы уже знаете, представляют собой остатки оболочек, сброшенных во время вспышек Сверхновых звёзд. Перед вами часть волокнистой туманности в созвездии Лебедя. Здесь вспышка Сверхновой произошла несколько десятков тысяч лет назад.

Кадр 46

На фотографиях звёздного неба видны тёмные пылевые туманности. Одна из них — Конская Голова — находится в созвездии Ориона.

Кадр 47

В межзвёздном пространстве примерно в 100 раз меньше пыли, чем газа. Она ослабляет свет звёзд, и это необходимо учитывать, исследуя пространственное распределение звёзд. Облака тёмной материи видны в Млечном Пути и в других галактиках.

Кадр 48

Диафильм сделан по заказу Министерства просвещения СССР Автор кандидат педагогических наук Е. Левитан Художник-оформитель Н. Дунаева Редактор В. Чернина Студия „Диафильм“ Госкино СССР, 1974 г. 101000, Москва, Центр, Старосадский пер., д. № 7 Цветной 0-30 Д-045-74