Конспект лекций (раздаточный материал) по астрономии по разделу " Солнце и звезды" ( часть 1)

МУНИЦИПАЛЬНОЕ БЮДЖЕТНОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ

ВЫСШЕГО   ОБРАЗОВАНИЯ

 «ВОЛЖСКИЙ ИНСТИТУТ ЭКОНОМИКИ, ПЕДАГОГИКИ И ПРАВА»

  Волжский социально-педагогический колледж

Астрономия (11кл., 1 курс СПО)   

Конспект лекций по разделу «Солнце и звезды» (часть1) 

(к учебнику Б. А. Воронцова-Вельяминова, Е. К. Страута)

Автор: Бондаренко Людмила Валентиновна

Место работы: Волжский социально-педагогический колледж – структурное подразделение ВИЭПП

Должность: Преподаватель физики и астрономии

Солнце - ближайшая звезда

Состав и строение Солнца.  Солнце, центральное тело Солнечной системы,  пред­ставляет собой раскаленный плазменный шар. Солнце – одна из около 200 млрд. звёзд нашей Галактики. Детально изучая его физическую природу, мы, скорее всего, получаем важнейшие сведения о природе остальных звёзд и процессах, проходящих в них.      Учёные с помощью башенных солнечных телескопов и телескопов, установленных на бортах спутников, активно изучают природу Солнца и выясняют его влияние на нашу планету. Важнейшую информацию о физических процессах, происходящих на Солнце, даёт изучение его спектра.  Современные данные о химическом составе Солнца таковы: водород - около 70% солнечной массы, гелий - более 28%, остальные элементы - менее 2%.     Вещество Солнца -  сильно ионизированная плазма, средняя плотность которой - 1400 кг/м3. По мере приближения к центру его плотность, как и температура с давлением, достигают максимальных значений.     Используя законы физики  можно рассчитать условия внутри Солнца, построить модель «спокойного» Солнца. Оно находится в равновесии,  поскольку в каждом его слое действие сил тяготения, которые стремятся сжать Солнце, уравновешивается действием сил внутреннего давления газа, идущих из недр и стремящихся расширить Солнце. Такое состояние Солнца и звёзд называется гидростатическим равновесием.  В  центре нашей звезды находится ядро - центральная зона, где при высоком давлении и Т =14 млн К  происходят термоядерные реакции, (радиус  примерно 150—175 тыс. км, плотность -160 000 кг/м3).    Над ядром (в области 0,2—0,7 радиуса Солнца) располагается зона лучистого переноса, где энергия передаётся наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения фотонов высоких энергий.  При этом слои не меняются своими местами, а энергия, излучённая нижним слоем, поглощается верхним и затем переизлучается им. То есть происходит очень медленное, иногда длящееся до миллиона лет «просачивание» излучения от центра Солнца к поверхности. В последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона, где   передача энергии осуществляется посредством конвекции (то есть перемешиванием). Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца - атмосферы.     Солнце - это типичный представитель звёзд. Его масса примерно равна 2 ∙ 1030 килограммам, что в 333 000 раз больше массы Земли, и составляет почти 99,87 % суммарной массы всех тел Солнечной системы. Средний диаметр 1,4•109 м, что составляет 109 диаметров Земли. А его объём в 1 301 019 раз больше объёма Земли.   Солнце излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения, который в значительной мере определяет физические условия на Земле и других планетах, а также в межпланетном пространстве. Земля получает всего лишь одну двухмиллиардную долю солнечного излучения.       Количество приходящей от Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной. Солнечная постоянная - поток солнечного излучения, который приходит на поверхность площадью 1 м2, расположенную за пределами атмосферы перпендикулярно солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца - Е = 1367 Вт/м2    Важной характеристикой Солнца является его светимость или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям за единицу времени. Она определяется как произведение величины солнечной постоянной и площади сферы радиусом в 1а.е.  L⨀ = E ∙ 4πR2 (L = 4•1026 Вт.)    С Земли мы видим диск Солнца - ослепительный жёлтый (реже белый) круг со средним угловым диаметром около 32′. Это видимый слой атмосферы Солнца – фотосфера.  Она даёт основную часть излучения Солнца. Знание законов излучения позволяет определить температуру фотосферы Солнца. Энергия, излучаемая нагретым телом с единицы площади, определяется законом Стефана-Больцмана:  Е = σ∙Т4, где σ - это постоянная Стефана - Больцмана (σ = 5,67 ∙ 10–8 Вт/(м2 ∙ К4). Подставив это уравнение в формулу для определения светимости Солнца нетрудно выразить температуру фотосферы Солнца, она примерно равна Т = 6000 К. Такая высокая температура возникает за счет термо­ядерных реакций превращения водорода в гелий с выделением огромной энергии.   Наша звезда излучает свет и тепло более 4,5 миллиардов лет.  Расчёты специалистов показывают, что «топлива» в его недрах достаточно для поддержания термоядерных реакций ещё в течение примерно  5 миллиардов лет. После этого в недрах Солнца начнутся необратимые реакции, которые приведут к его гибели. Атмосфера Солнца и солнечная активность. Солнечная атмосфера состоит из нескольких слоёв: фотосферы, хромосферы и короны.      1. Фотосфера - самый нижний (видимый) слой солнечной атмосферы. Толщина (300 -400 км.) Температура фотосферы по мере приближения к её внешнему краю уменьшается с 6600 К до 4400 К. Именно фотосфера излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию, так как из-за непрозрачности вещества фотосферы солнечное излучение из более глубоких слоев Солнца к нам уже не доходит и их увидеть невозможно.   а) Поверхность фотосферы состоит из отдельных зёрен — гранул - огромные пузыри горячего газа, поднимающиеся вверх (диаметр 700—1000 км). Время существования 5-10 минут. Затем на её месте появляется новая гранула, отличающаяся  от прежней по форме и размерам. Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией.  б) Наиболее приметными и самыми известными объектами фотосферы Солнца являются солнечные пятна. Их диаметр может достигать 200 000 километров. Но есть и маленькие пятна, которые принято называть порами. Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к 800 году до нашей эры. Солнечные пятна -  это области «холодного» газа. Их температура примерно на 2000—2500 оС меньше, чем температура окружающей фотосферы. Поэтому на общем фоне поверхности они выглядят темнее.    Наблюдение за солнечными пятнами в начале XVII века показали, что их положение на Солнце постоянно меняется. Так было установлено, что наша звезда вращается вокруг своей оси. Вращение совпадает с направлением движения планет. Период вращения частей Солнца неодинаков. На экваторе время полного оборота вокруг оси составляет 25,05 дней. У полюсов же сидерический период увеличивается до 34,3 дня.  Солнечные пятна — это не статичные объекты. Возникновение тёмных пятен на Солнце учёные связывают с колебаниями его магнитного поля.  в). Вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются. И тогда в этих местах появляются  факелы - области фотосферы, имеющие повышенную яркость. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, а их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы. Факел - долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне "живёт" около месяца.      2. Хромосфера - названа так за свою красновато-фиолетовую окраску (видна только при полных затмениях, или при помощи специальных приборов). Её толщина составляет порядка 10-15 тыс. км. Температура вещества в ней увеличивается с высотой от 4000 К до 20 000 К. Яркость хромосферы невелика (из-за малой плотности вещества в ней).    Основные элементы структуры хромосферы Солнца спикулы - достаточно тонкие (в масштабах Солнца) столбики светящейся плазмы. Одна такая спикула в среднем живёт около 5-10 минут. А её максимальная длина может достигать 20 000 километров. 3. Солнечная корона  - самая разреженная и горячая оболочка Солнца, серебристо-жемчужного цвета . Протяженность - несколько солнечных радиусов (наблюдается во время затмений  или при помощи специальных приборов) Температура короны резко возрастает по сравнению с температурой хромосферы и достигает 2 000 000 К. Корона в основном состоит из протуберанцев и солнечных извержений. а) Протуберанцы - гигантские яркие вспышки и арки, опирающиеся на хромосферу и врывающиеся в солнечную корону - это выброс вещества (плазмы). Высота - до 2 000 000 км, скорость вещества в таких образованиях достигает нескольких сотен километров в секунду. Детальное изучение данного явления показало, что происходит оно в основном во время вспышек. б)Вспышки - это самые мощные и быстроразвивающиеся проявления солнечной активности, во время которых иногда выделяется энергия, эквивалентная взрыву примерно 160 миллиардов мегатонных атомных бомб (6 ∙ 1025 Дж). Для сравнения: это объём мирового потребления электроэнергии за миллион лет. в) Солнечный ветер - это поток ионизованных частиц (в основном протонов и электронов), истекающий из солнечной короны со скоростью 300—1200 км/с в окружающее космическое пространство.   4. Солнечная активность - совокупность нестационарных процессов, периодически возникающих в солнечной атмосфере (период  около 11 лет).  Проявлением солнечной активности являются пятна, факелы в фотосфере, протуберанцы, вспышки и выбросы вещества в атмосфере и короне. Они оказывают значительное влияние на физические условия в земной атмосфере и околоземном космическом пространстве и, как следствие, на биологические явления

Расстояния до звезд. Характеристики излучения звезд

Звезда - это массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза. Мысли о том, что звёзды - это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них. Ещё Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится (рис.). Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до неё: чем смещение больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Годичным параллаксом звезды p называется угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду (рис.). Расстояние до звезды  где a - большая полуось земной орбиты. Заменив синус малого угла величиной самого угла, выраженной в радианной мере, и приняв  a = 1 а. е., получим следующую формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:    Первые измерения годичного параллакса были осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году. В России первые измерения годичного параллакса были проведены  В.Я. Струве для ярчайшей звезды Северного полушария Веги (α Лиры). По измеренному годичному параллаксу было определено расстояние от Земли до Веги (оно равно 1 676 951 а.е.).  Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек и световой год. Парсек - это такое расстояние, на котором параллакс звёзд равен 1ʺ (сокращённо пк), название которой происходит от двух слов - «параллакс» и «секунда». 1 пк = 206 265 а. е. =30,8586 трлн. км.    Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса: Например, поскольку параллакс α Центавра равен 0,75ʺ, расстояние до неё равно 1,3 парсека.   Помимо парсека, в астрономии используется ещё одна внесистемная единица измерения расстояний — световой год. Световой год - это расстояние, которое свет, распространяясь в вакууме со скоростью 300 тыс. км/с, , проходит за один год: 1 пк = 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.    К настоящему времени с помощью специального спутника «Гиппаркос» измерены годичные параллаксы более 118 тыс. звёзд с точностью 0,001ʺ. Т. о., измерением годичного параллакса можно определить расстояния до звёзд, удалённых от нас на 1000 пк, или 3000 св. лет.     После того как астрономы получили возможность определять расстояния до звёзд, выяснилось, что звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии, могут отличаться по видимой яркости (т.е. по блеску - мера яркости небесного тела с точки зрения земного наблюдателя). При этом видимый блеск не характеризует реального излучения звезды. Например, Солнце кажется самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе всех остальных звёзд.   Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк, называется абсолютной звёздной величиной (М). Формула для вычисления абсолютной звездной величины M = m + 5 – 5 lg D,  или  M = m + 5 + lg p, где m - звёздная величина (видимой яркости), D -расстояние до звезды,  параллакс – p.    Абсолютная звёздная величина Солнца Mʘ = 5m. Иначе говоря, с расстояния 10 пк наше Солнце выглядело бы как  слабая звезда пятой звёздной величины. Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её светимость L.   Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой в единицу времени. Она выражается в абсолютных единицах (ваттах) или в единицах светимости Солнца (светимость Солнца равна 3,85 1026 Вт).  Соотношение между светимостями и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца: L = 2,512 5 – M,   считая светимость Солнца Lʘ = 1, а абсолютная звёздная величина равна 5m.   По светимости (мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга: Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего Солнца.   Спектры, цвет и температура звёзд    Всю информацию о звёздах можно получить только на основе исследования приходящего от них излучения. Наблюдая звёзды, можно заметить, что они имеют различный цвет. Хорошо известно, что цвет любого нагретого тела, в частности звезды, зависит от его температуры. Более полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Для большинства звёзд это спектры поглощения, в которых на фоне непрерывного спектра наблюдаются тёмные линии.   Температуру наружных слоёв звезды, от которых приходит излучение, определяют по распределению энергии в непрерывном спектре (рис.), а также по интенсивности разных спектральных линий. Длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. По мере увеличения температуры положение максимума смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Количественно эта зависимость выражается законом Ви́на: λmax = 0,29/Т, где λmax - длина волны (в см), на которую приходится максимум излучения, а T - абсолютная температура.     Как оказалось, эта температура для различных типов звёзд заключена в пределах от 2500 до 50 000 К. Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосферах звёзд, что отражается в их спектрах.   По температуре, по цвету и виду спектра все звезды разбили на спектральные классы, которые обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М. У наиболее холодных (красных) звёзд класса M в спектрах наблюдаются линии поглощения некоторых двухатомных молекул (например, оксидов титана, циркония и углерода). В спектрах жёлтых звёзд класса G преобладают линии металлов: железа, натрия, кальция и т. д.  Для спектров белых звёзд класса A, наиболее характерны линии водорода и множество слабых линий ионизованных металлов. В спектрах наиболее горячих звёзд появляются линии нейтрального и ионизованного гелия.    Различия звёздных спектров объясняются отнюдь не разнообразием их химического состава, а различием температуры и других физических условий в атмосферах звёзд. Изучение спектров показывает, что преобладают в составе звёздных атмосфер (и звёзд в целом) водород и гелий. На долю всех остальных химических элементов приходится не более нескольких процентов.     Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения. Если источник излучения (звезда или любой другой объект) приближается к наблюдателю или удаляется от него со скоростью υ, то наблюдатель будет регистрировать изменение длины волны принимаемого излучения. В случае уменьшения расстояния между наблюдателем и звездой длина волны уменьшается и соответствующая линия смещается к сине-фиолетовому концу спектра. При удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную его часть. Явление изменения частоты и, соответственно, длины волны излучения, воспринимаемое наблюдателем, вследствие движения источника излучения и/или движения наблюдателя получило название эффекта Доплера.

Диаграмма «спектр — светимость». Эволюция звезд

В начале ХХ века американский астроном Н.Рассел и датский астроном Э.Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Эту зависимость можно представить в виде диаграммы: по горизонтальной оси откладывается спектральный класс (или температура) звезд, а по вертикальной - их светимость. Каждой звезде соответствует точка на этой диаграмме. Такая диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга-Рессела или диаграммой «спектр-светимость». Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции. Звезды на диаграмме не распределяются случайным образом по всей ее площади, а образуют несколько групп, называемых последовательностями.     Большинство звезд (около 90 % от всех звёзд во Вселенной), располагаются вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла в нижний правый угол. У всех  звезд главной последовательности есть общее свойство: чем выше температура звезды, тем больше ее светимость.       К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в них происходят термоядерные реакции превращения водорода в гелий.      Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части  и являются голубыми гигантами (горячие звезды с огромной светимостью, с массами ~50 солнечных). Самые маленькие по массе звезды – красные карлики (сравнительно холодные, звезды с малой светимостью, с массами ~ 0,08 солнечных). Они располагаются в нижней части главной последовательности.    К звездам главной последовательности относятся известные звезды - Сириус (α Большого Пса), Вега (α Лиры), наше Солнце.          В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, их  светимости могут в сотни и даже тысячи раз превышать светимость Солнца, но температура их фотосферы достаточно низкая - на это указывает их красный цвет. Ясно, что такую огромную светимость «холодная» звезда может иметь только благодаря колоссальным размерам. Они образуют последовательность красных гигантов (размеры - в десятки и сотни раз превышают размеры Солнца, т.е. их диаметры сравнимы с диаметрами орбит Земли и Марса). Масса многих красных гигантов не намного отличается от массы Солнца, т.е.  красные гиганты «почти пустые»: их средняя плотность в тысячи раз меньше плотности окружающего нас воздуха.  В красных гигантах происходит горение гелия и более тяжёлых элементов.  К данной последовательности относятся, например, Арктур (α Волопаса), Альдебаран (α Тельца).        В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, в сотни тысяч раз превышают светимость Солнца, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца. Пример таких  звезд - Бетельгейзе (α Ориона).        Под главной последовательностью расположены горячие звёзды (намного выше температуры Солнца) со слабой светимостью, их светимость в сотни тысяч раз меньше светимости Солнца. Такое сочетание высокой температуры с малой светимостью может означать только одно: эти звезды очень малы. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, массы - близки к массе Солнца,  имеют большую плотность (~ 108 кг/м3 ,т.е.в миллионы раз превышает плотность воды: «наперсток» вещества белого карлика имеет массу в несколько тонн).  Эволюция звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезды со временем. 1. Рождение звезд. Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. По мере сжатия температура и плотность облака возрастает, и оно испускает излучение в инфракрасном диапазоне спектра. Облако в этом состоянии называется протозвездой. Температура в недрах протозвезды постепенно возрастает, и когда она достигает нескольких миллионов кельвинов, начинается термоядерная реакция, в результате которой из водорода синтезируется гелий и выделяется огромная энергия. С этого момента стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа уравновешивает силу тяготения. Протозвезда превращается в  звезду главной последовательности.  Рождение массивных звезд продолжается сотни тысяч лет, а звезд массой меньше солнечной – сотни миллионов лет. Примерно 5 млрд лет назад так родилось Солнце. 2. Жизнь на главной последовательности. На главной последовательности звезды проводят 90  % всей своей жизни. Более массивные звезды живут на главной последовательности миллионы лет, а менее массивные – миллиарды. Меньшая продолжительность жизни массивных звезд связана с тем, что они имеют большую светимость и, значит, быстрее расходуют ядерное горючее. В этот период  цвет, температура, светимость и другие параметры звезды почти не меняются. 3. Жизнь в области красных гигантов. Когда запасы водорода истощаются, начинается резкое сжатие. Давление, плотность, температура внутри звезды растут. Когда температура достигает 100 млн. градусов, начинается термоядерная реакция слияния атомов гелия в атомы углерода. При этом выделяется такая огромная энергия, что звезда раздувается до огромных размеров. Ее светимость растет, а температура поверхности уменьшается. При некоторых размерах наступает равновесие. Звезда превращается в красный гигант. Через 6-7 млрд лет в недрах Солнца будет исчерпан весь водород, и примерно за 100 млн лет Солнце превратится в красный гигант. Оно поглотит ближайшие планеты. Жизнь на Земле станет невозможной. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности (примерно 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции). 4. Период неустойчивости звезды (предсмертная агония). После истощения гелия начинается еще одно стремительное сжатие. Горят тяжелые элементы – углерод, кислород, кремний. Внешние слои звезд, подобных Солнцу (массами не больше 1, 2 М), постепенно расширяются и, в конце концов, покидают ядро звезды.  Более массивные звезды на этой стадии теряют устойчивость. Звезда колеблется по объему и светимости. Происходит взрыв огромной мощности (взрывающиеся звезды называют сверхновыми). При этом звезда сбрасывает часть массы, образуются планетарные туманности. 5. Конечные стадии эволюции звезды. Заключительный этап жизни звезды целиком зависит от массы звезды. Звезды типа Солнца превращаются в белые карлики, более массивные (1,2 М < М < 2 М ) – в нейтронные звезды, самые массивные (М > 2 М) – в черные дыры.      Белые карлики – звезды размером порядка 10 000 км и огромной плотности, порядка 1 т/см3. Если бы мы имели горошину такой плотности и уронили ее на поверхность Земли, она пробила бы земной шар насквозь и вылетела с другой стороны. Внутренних источников энергии в белых карликах нет, и они светятся, медленно остывая, за счет запасенного в них тепла и становятся, в конце концов, невидимой звездой (коричневый или черный карлик)    Нейтронные звезды – звезды размером 15 – 20 км и плотностью порядка миллиардов тонн на кубический сантиметр. Они состоят из нейтронов – нейтральных частиц, входящих в состав атомного ядра. При массе, сравнимой с массой Солнца, нейтронная звезда обладает очень маленьким радиусом - около 10-20 км. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра  (чайная ложка его вещества может весить 100 млн. тонн!!!). Нейтронная звезда, которая только что образовалась, отличается большой скоростью вращения (один оборот за время порядка одной секунды) и очень сильным магнетизмом (в миллиарды раз больше, чем на Солнце). В результате создается мощное электромагнитное поле, которое испускает радиоволны и другие виды излучения (световые, рентгеновские и т.д.). Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей. Эти лучи, из-за вращения звезды вокруг своей оси, как бы сканируют космическое пространство. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы их воспринимаем как короткие вспышки, или импульсы (англ. Pulse). Такие звезды называют пульсарами – источниками радиоизлучения    Черные дыры. Для звезд массой больше 2–3 масс Солнца физика не знает сил, которые могли бы сдержать гравитационное сжатие. Происходит неограниченное сжатие (коллапс) звезды, который имеет   катастрофический характер. Разрушительное сжатие не прекращается даже на стадии образования нейтронной звезды, создавая область, в которой обычное вещество прекращает свое существование. Остается только лишь одна гравитация, которая настолько сильная, что ничто, даже свет, не может избежать ее воздействия.  Области пространства, в которых гравитационное притяжение настолько велико, что ни вещество, ни излучение не могут их покинуть – черная дыра.

Краткое описание документа:

Конспект лекций по астрономии (раздаточный материал) по разделу " Солнце и звезды" ( часть 1) составлен в соответствии с программой курса «Астрономия» (к учебнику Б. А. Воронцова-Вельяминова, Е. К. Страута) для СПО и может быть использован в учебном процессе для активизации деятельности студентов как в аудиторной, так и для самостоятельной работы. Содержит материал, достаточный для успешного прохождения студентами текущей и промежуточной аттестации по вопросам данного раздела. Может успешно применяться в качестве раздаточного материала, что особенно актуально при отсутствии или недостаточном количестве учебников при проведении теоретических занятий.