Різноманітність зірок. Різноманітність зірок. Розміри, маси, щільність зірок

Роботу виконала учениця 11-го класу Е. Платонова Віра

2002 рік.

Різноманітність зірок.
1. Світність зірок, зоряна величина.

Якщо дивитися на зоряне небо, відразу впадає у вічі, що зірки різко відрізняються за своєю яскравістю – одні світять дуже яскраво, вони легко помітні, інші важко розрізнити неозброєним оком.

Ще древній астроном Гіппарх запропонував розрізняти яскравість зірок. Зірки були розділені на шість груп: до першої відносяться найяскравіші - це зірки першої величини (скорочено - 1 m, від латинського magnitudo - величина), зірки слабші - до другої зіркової величини (2 m) і так далі до шостої групи - ледь помітні неозброєним оком зірки. Зоряна величина характеризує блиск зірки, тобто освітленість, яку зірка створює землі. Блиск зірки 1 m більше блиску зірки 6 m у 100 разів.

Спочатку яскравість зірок визначалася неточно, на вічко; пізніше, з появою нових оптичних приладів, світність стали визначати точніше і стали відомі менш яскраві зірки із зірковою величиною більше 6. (Найпотужніший російський телескоп – 6-ти метровий рефлектор – дозволяє спостерігати зірки до 24-ї величини.)

Зі збільшенням точності вимірів, появою фотоелектричних фотометрів, зростала точність виміру яскравості зірок. Зоряні величини стали позначати дробовими числами. Найяскравіші зірки, і навіть планети мають нульову і навіть негативну величину. Наприклад, Місяць у повний місяць має зоряну величину -12,5, а Сонце - -26,7.

У 1850 р. англійський астроном М. Поссон вивів формулу:

E 1 /E 2 =(5 √100) m3-m1 ≈2,512 m2-m1

Де E 1 і E 2 – освітленості, створювані зірками Землі, а m 1 і m 2 – їх зоряні величини. Іншими словами, зірка, наприклад, першої зіркової величини в 2,5 рази яскравіша за зірку другої величини і в 2,5 2 =6,25 разів яскравіша за зірку третьої величини.

Проте значення зоряної величини недостатньо для характеристики світності об'єкта, цього необхідно знати відстань до зірки.

Відстань до предмета можна визначити, не добираючись фізично. Потрібно виміряти напрям на цей предмет з двох кінців відомого відрізка (базису), а потім розрахувати розміри трикутника, утвореного кінцями відрізка та віддаленим предметом. Цей метод називається тріангуляція.

Чим більший базис, тим точніше результат вимірів. Відстань до зірок настільки великі, що довжина базису має перевищувати розміри земної кулі, інакше помилка виміру буде велика. На щастя, спостерігач разом з планетою подорожує протягом року навколо Сонця, і якщо він здійснить два спостереження однієї зірки з інтервалом у кілька місяців, то виявиться, що він розглядає її з різних точок земної орбіти, - а це вже порядний базис . Напрямок на зірку зміниться: вона трохи зміститься на тлі більш далеких зірок. Це зміщення називається паралактичним, а кут, на який змістилася зірка на небесній сфері, – паралаксом. Річний паралакс зірки називається кут, під яким з неї було видно середній радіус земної орбіти, перпендикулярний напрямку на зірку.

З поняттям паралаксу пов'язана назва однієї з основних одиниць відстаней в астрономії – парсек. Це відстань до уявної зірки, річний паралакс якої дорівнював би точно 1''. Річний паралакс будь-якої зірки пов'язаний з відстанню до неї простою формулою:

Де r – відстань у парсеках, П – річний паралакс за секунди.

Зараз методом паралаксу визначено відстані до багатьох тисяч зірок.

Тепер, знаючи відстань до зірки, можна визначити її світність – кількість енергії, що реально випромінюється нею. Її характеризує абсолютна зоряна величина.

Абсолютна зоряна величина (M) – така величина, яку мала б зірка на відстані 10 парсеків (32,6 світлових років) від спостерігача. Знаючи видиму зіркову величину та відстань до зірки, можна знайти її абсолютну зіркову величину:

M = m + 5 - 5 * lg (r)

Найближча до Сонця зірка Проксима Центавра – крихітний тьмяний червоний карлик – має видиму зіркову величину m=-11,3, а абсолютну M=+15,7. Незважаючи на близькість до Землі, таку зірку можна розглянути лише потужний телескоп. Ще тьмяніша зірка №359 за каталогом Вольфа: m=13,5; M = 16,6. Наше Сонце світить яскравіше, ніж Вольф 359 у 50000 разів. Зірка δ Золотої Риби (у південній півкулі) має лише 8-у видиму величину і не помітна неозброєним оком, але її абсолютна величина M=-10,6; вона в мільйон разів яскравіша за Сонце. Якби вона знаходилася від нас на такій же відстані, як Проксима Центавра, вона світила б яскравіше Місяця в повний місяць.

Для Сонця M = 4,9. На відстані 10 парсек сонце буде видно слабкою зірочкою, насилу помітною неозброєним оком.

Ви вже знаєте, що зірки - це величезні кулі, що палають, розташовані дуже далеко від нашої планети. Тому вони здаються нам на чорному нічному небі лише мерехтливими цятками. Неозброєним оком люди можуть побачити приблизно 6000 зірок, у бінокль чи телескоп набагато більше. Вченим відомі багато і багато мільярдів зірок.

Найближча до нас зірка – Сонце. Давайте познайомимося з нею детальніше.

Сонце

Це центр нашої Сонячної системи. На небі воно виглядає майже таким, як повний місяць, але насправді його діаметр приблизно в 400 разів більший за діаметр Місяця і в 109 разів більший за діаметр Землі. Маса Сонця в 750 разів перевищує масу всіх планет, що рухаються навколо нього, разом узятих.

Як і всі зірки, Сонце - гігантська палаюча куля. Температура всередині нього досягає 15 млн. °С. Воно випускає величезну кількість тепла та світла. На Землю потрапляє лише незначна їх частина - одна двомільярдна, решта розсіюється у космосі. Але й цього достатньо, щоб запустити на Землі складні процеси, такі, наприклад, як кругообіг води, рух повітря, народження, штормів і т. д. І найголовніше, без сонячного світла та тепла неможливо було б існування живих організмів.

Цікаво, що Сонце, подібно до Землі, обертається навколо своєї осі із заходу на схід. Вчені уважно вивчають Сонце, оскільки отримані знання дозволяють зрозуміти природу більш далеких зірок, і навіть механізм впливу Сонця нашу планету, життя організмів.

Різноманітність зірок

Якщо Сонце знаходиться від Землі на відстані 150 млн км, то до інших зірок від нашої планети – трильйони кілометрів! Світ зірок надзвичайно різноманітний. Вони різняться між собою за розмірами, кольором, яскравістю, температурою та багатьма іншими ознаками.

Найбільшими зірками є надгіганти. Вони в сотні разів більші за Сонце. Наприклад, радіус зірки Бетельгейзе перевищує радіус Сонця майже 400 разів. Усередині цього надгіганта могло б поміститися понад мільйон таких зірок, як Сонце. Зірки, які в десятки разів більші за Сонце, називають гігантами. Саме Сонце, подібні до нього, а також менші за розмірами зірки називають карликами.

За кольором розрізняють білі, блакитні, жовті, червоні зірки. Наше Сонце вважається жовтим карликом. Дуже цікаві білі карлики – зірки розміром із нашу планету. Дивовижна щільність їхньої речовини. Одна чайна ложка речовини подібної зірки важила на Землі кілька тонн.

Найяскравіші зірки випускають у 100 тис. разів більше тепла та світла, ніж Сонце. Але відомі і такі зірки, які світять у мільйон разів слабші за Сонце.

Сузір'я

Люди з давніх часів спостерігали за зоряним небом. Воно допомагало передбачати настання пори року, орієнтуватися в далеких подорожах, вести відлік часу. Вже тоді люди звернули увагу, що зірки утворюють на небі якісь групи, скупчення, постаті. Такі постаті із яскравих зірок назвали сузір'ями. Нині вчені вважають сузір'ями ці фігури, а певні ділянки зоряного неба.

Все небо розділене на 88 сузір'їв, з яких на території нашої країни можна бачити 54. Назви багатьох сузір'їв прийшли до нас з Стародавню Греціюі пов'язані з персонажами різних міфів та легенд.

Що таке зірки?
Яка зірка найближча до Землі?
Як розрізняють зірки за розмірами та за кольором?
Що таке сузір'я?

Зірки – це гігантські палаючі кулі, розташовані дуже далеко від нашої планети. Найближча до нас зірка – Сонце, центр Сонячної системи. Світ зірок надзвичайно різноманітний. За розмірами розрізняють надгіганти, гіганти та карлики, за кольором – білі, блакитні, жовті, червоні зірки. Все небо поділено на 88 сузір'їв.

Буду вдячний, якщо Ви поділитеся цією статтею у соціальних мережах:

Пошук по сайту.

Кожна людина знає, як виглядають зірки на небі. Крихітні, сяючі вогники. У давнину люди не могли вигадати пояснення цього явища. Зірки вважали очима богів, душами померлих предків, охоронцями та захисниками, що оберігають спокій людини у темряві. Тоді ніхто й подумати не міг, що Сонце – це також зірка.

Що таке зірка

Багато століть минуло, перш ніж люди зрозуміли, що є зірками. Види зірок, їх характеристики, уявлення про хімічні і фізичні процеси, що там відбуваються, - це нова галузь знання. Стародавні астрономи навіть припустити не могли, що таке світило насправді зовсім не крихітний вогник, а неймовірних розмірів куля розпеченого газу, в якому відбуваються реакції

термоядерний синтез. Є дивний парадокс у тому, що неяскраве зоряне світло – це сліпуче сяйво ядерної реакції, а затишне сонячне тепло – жахливий жар мільйонів кельвінів.

Всі зірки, які можна побачити на небосхилі неозброєним оком, знаходяться в галактиці Чумацький Шлях. Сонце - теж частина цієї, причому розташоване воно на її околиці. Неможливо уявити, як виглядало б нічне небо, якби Сонце знаходилося в центрі Чумацького Шляху. Адже кількість зірок у цій галактиці – понад 200 мільярдів.

Трохи про історію астрономії

Стародавні астрономи теж могли б розповісти незвичайне та цікаве про зірок на небі. Вже шумери виділяли окремі сузір'я та зодіакальне коло, вони ж вперше розрахували поділ повного кута на 360 0 . Вони ж створили місячний календарі змогли синхронізувати його із сонячним. Єгиптяни вважали, що Земля знаходиться в але при цьому знали, що Меркурій та Венера обертаються навколо Сонця.

У Китаї астрономією як наукою займалися вже наприкінці ІІІ тисячоліття до зв. е., а

перші обсерваторії з'явилися торік у XII в. до зв. е. Вони вивчали місячні та сонячні затемнення, зумівши при цьому зрозуміти їхню причину і навіть розрахувавши прогнозні дати, спостерігали метеоритні потоки та траєкторії комет.

Стародавні інки знали різницю між зірками і планетами. Є непрямі докази того, що їм були відомі Галілеєві та візуальна розмитість контурів диска Венери, обумовлена наявністю на планеті атмосфери.

Стародавні греки змогли довести кулястість Землі, висунули припущення про геліоцентричність системи. Вони намагалися розрахувати діаметр Сонця, нехай і помилково. Але греки були першими, хто у принципі припустив, що Сонце більше Землі, колись усе, покладаючись на візуальні спостереження, вважали інакше. Грек Гіппарх вперше створив каталог світил та виділив різні видизірок. Класифікація зірок у цій науковій праці спиралася на інтенсивність свічення. Гіппарх виділив 6 класів яскравості, всього в каталозі було 850 світил.

На що звертали увагу давні астрономи

Початкова класифікація зірок ґрунтувалася на їхній яскравості. Адже саме цей критерій є єдиним доступним для астронома, озброєного лише телескопом. Найяскравіші або володіють унікальними видимими властивостями зірки навіть отримували власні імена, причому кожен народ має свої. Так, Денеб, Рігель і Алголь – назви арабські, Сіріус – латинську, а Антарес – грецьку. Полярна зірка у кожному народі має власну назву. Це, мабуть, одна з найважливіших у «практичному сенсі» зірок. Її координати на нічному небосхилі незмінні, незважаючи на обертання землі. Якщо інші зірки рухаються небом, проходячи шлях від сходу до заходу сонця, то Полярна зірка не змінює свого розташування. Тому саме її використовували моряки та мандрівники як надійний орієнтир. До речі, всупереч поширеній помилці, це зовсім не найяскравіша зірка на небосхилі. Полярна зірка зовні не виділяється - ні за розмірами, ні за інтенсивністю свічення. Знайти її можна тільки якщо знати, куди дивитися. Вона розташовується на самому кінці «ручки ковша» Малої Ведмедиці.

На чому ґрунтується зіркова класифікація

Сучасні астрономи, відповідаючи на запитання про те, які види зірок бувають, навряд чи будуть згадувати яскравість свічення чи розташування на нічному небосхилі. Хіба що гаразд історичного екскурсуабо в лекції, розрахованій на зовсім далеку від астрономії аудиторію.

Сучасна класифікація зірок ґрунтується на їх спектральному аналізі. При цьому зазвичай ще вказують масу, світність та радіус небесного тіла. Всі ці показники даються у співвідношенні із Сонцем, тобто саме його характеристики прийняті як одиниці виміру.

Класифікація зірок спирається такий критерій, як абсолютна зоряна величина. Це видимий ступінь яскравості без атмосфери, що умовно розташований на відстані 10 парсек від точки спостереження.

Крім цього враховують змінності блиску та розміри зірки. Види зірок нині визначаються їх спектральним класом і вже детальніше – підкласом. Астрономи Рассел та Герцшпрунг незалежно один від одного проаналізували залежність між світністю, абсолютною температурною поверхнею та спектральним класом світил. Вони збудували діаграму з відповідними осями координат і виявили, що результат зовсім не хаотичний. Світила на графіку розташовувалися чітко помітними групами. Діаграма дозволяє, знаючи спектральний клас зірки, визначити хоча б із приблизною точністю її абсолютну зоряну величину.

Як народжуються зірки

Ця діаграма послужила наочним доказом на користь сучасної теоріїеволюції даних небесних тіл. На графіку чітко видно, що найчисельнішим класом є так званої головної послідовності зірки. Види зірок, що належать до цього сегменту, знаходяться у найбільш поширеній на даний момент у Всесвіті точці розвитку. Це етап розвитку світила, у якому енергія, витрачена випромінювання, компенсується отриманої під час термоядерної реакції. Тривалість перебування на даному етапі розвитку визначається масою небесного тіла та відсотковим вмістом елементів важчим за гелій.

Загальновизнана зараз теорія еволюції зірок говорить, що на початковому

На етапі розвитку світило є розряджена гігантська газова хмара. Під впливом власного тяжіння воно стискається, поступово перетворюючись на кулю. Чим сильніше стиснення, тим інтенсивніше гравітаційна енергія перетворюється на теплову. Газ розжарюється, і коли температура сягає 15-20 млн К, у новонародженій зірці запускається термоядерна реакція. Після цього процес гравітаційного стиску припиняється.

Основний період життя зірки

Спочатку в надрах молодого світила переважають реакції водневого циклу. Це найтриваліший період життя зірки. Види зірок, що знаходяться на цьому етапі розвитку, представлені в наймасовішій головній послідовності описаної вище діаграми. Згодом водень у ядрі світила закінчується, перетворившись на гелій. Після цього термоядерне горіння можливе лише на периферії ядра. Зірка стає яскравішою, її зовнішні шари значно розширюються, а температура знижується. Небесне тіло перетворюється на червоний гігант. Цей період життя зірки

набагато коротший за попередній. Подальша її доля вивчена мало. Є різні припущення, але достовірних їм підтверджень поки що не отримано. Найпоширеніша теорія говорить, що коли гелію стає занадто багато, зіркове ядро, не витримуючи своєї маси, стискується. Температура зростає доти, доки гелій не вступає в термоядерну реакцію. Жахливі температури призводять до чергового розширення, і зірка перетворюється на червоного гіганта. Подальша доля світила, за припущеннями вчених, залежить від її маси. Але теорії, що стосуються цього, лише результат комп'ютерного моделювання, не підтверджений спостереженнями.

Остигаючі зірки

Імовірно, червоні гіганти з малою масою стискатимуться, перетворюючись на карликів і поступово остигаючи. Зірки середньої маси можуть трансформуватися в при цьому в центрі такої освіти продовжить своє існування позбавлене зовнішніх покривів ядро, поступово остигаючи і перетворюючись на білого карлика. Якщо центральна зірка випромінювала значне інфрачервоне випромінювання, виникають умови для активації в газовій оболонці планетарної туманності космічного мазера, що розширюється.

Масивні світила, стискаючись, можуть досягати такого рівня тиску, що електрони буквально вминаються в атомні ядра, перетворюючись на нейтрони. Оскільки між

цими частинками немає сил електростатичного відштовхування, зірка може стиснутися до кількох кілометрів. При цьому її щільність перевищить густину води в 100 мільйонів разів. Така зірка називається нейтронною і є, по суті, величезним атомним ядром.

Надмасивні зірки продовжують своє існування, послідовно синтезуючи в процесі термоядерних реакцій з гелію – вуглець, потім кисень, з нього – кремній та, нарешті, залізо. На цьому етапі термоядерної реакції і відбувається вибух наднової. Наднові зірки, своєю чергою, можуть перетворитися на нейтронні або, якщо їх маса досить велика, продовжити стиск до критичної межі і утворити чорні дірки.

Розміри

Класифікація зірок за розміром може бути реалізована подвійно. Фізичний розмір зірки може визначатись її радіусом. Одиницею виміру у разі виступає радіус Сонця. Існують карлики, зірки середньої величини, гіганти та надгіганти. До речі, саме Сонце є саме карликом. Радіус нейтронних зірок може досягати лише кількох кілометрів. А у надгіганті цілком поміститься орбіта планети Марс. Під розміром зірки може розумітися її маса. Вона тісно пов'язана з діаметром світила. Чим зірка більша, тим нижча її щільність, і навпаки, чим світило менше, тим щільність вища. Цей критерій вірується не так вже й сильно. Зірок, які були б більшими або меншими за Сонце в 10 разів, дуже мало. Більшість світил укладається в інтервал від 60 до 0,03 сонячних мас. Щільність Сонця, яка приймається за стартовий показник, становить 1,43 г/см3. Щільність білих карликів досягає 10 12 г/см 3 а щільність розріджених надгігантів може бути в мільйони разів менше сонячної.

У стандартній класифікації зірок схема розподілу масою виглядає так. До малих відносять світила масою від 0,08 до 0,5 сонячної. До помірних – від 0,5 до 8 сонячних мас, а до масивних – від 8 і більше.

Класифікація зірок . Від блакитних до білих

Класифікація зірок за кольором насправді спирається не так на видиме світіння тіла, але в спектральні характеристики. Спектр випромінювання об'єкта визначається хімічним складомзірки, від нього залежить її температура.

Найбільш поширеною є Гарвардська класифікація, створена на початку ХХ століття. Згідно з прийнятими тоді стандартами класифікація зірок за кольором передбачає розподіл на 7 типів.

Так, зірки з найвищою температурою, від 30 до 60 тис. К, відносять до світил класу О. Вони блакитного кольору, маса подібних небесних тіл досягає 60 сонячних мас (с. м.), а радіус – 15 сонячних радіусів (с. р.). Лінії водню та гелію в їхньому спектрі досить слабкі. Світність таких небесних об'єктів може досягати 1 млн 400 тис. сонячних світимостей (с. с.).

До зірок класу В відносять світила з температурою від 10 до 30 тис. К. Це небесні тіла біло-блакитного кольору, їхня маса починається від 18 с. м., а радіус – від 7 с. м. Найнижча світність об'єктів такого класу становить 20 тис. с. с., а лінії водню у спектрі посилюються, досягаючи середніх значень.

У зірок класу А температура коливається від 7,5 до 10 тис. К, вони білого кольору. Мінімальна маса таких небесних тіл починається від 3,1 с. м., а радіус – від 2,1 с. нар. Світність об'єктів знаходиться в межах від 80 до 20 тис. с. с. Лінії водню у спектрі цих зірок сильні, з'являються лінії металів.

Об'єкти класу F є насправді жовто-білого кольору, але виглядають білими. Їхня температура коливається в межах від 6 до 7,5 тис. К, маса варіюється від 1,7 до 3,1 с.м., радіус - від 1,3 до 2,1 с. нар. Світність таких зірок варіюється від 6 до 80 с. с. Лінії водню у спектрі слабшають, лінії металів, навпаки, посилюються.

Таким чином, всі види білих зірок потрапляють у межі класів від А до F. Далі, згідно з класифікацією, йдуть жовті та оранжеві світила.

Жовті, помаранчеві та червоні зірки

Види зірок за кольором розподіляються від блакитних до червоних, у міру зниження температури та зменшення розмірів та світності об'єкта.

Зірки класу G, яких відноситься і Сонце, досягають температури від 5 до 6 тис. К, вони жовтого кольору. Маса таких об'єктів – від 1,1 до 1,7 с. м., радіус – від 1,1 до 1,3 с. нар. Світність - від 1,2 до 6 с. с. Спектральні лінії гелію та металів інтенсивні, лінії водню дедалі слабші.

Світила, що належать до класу До, мають температуру від 3,5 до 5 тис. К. Виглядають вони жовто-жовтогарячими, але справжній колір цих зірок - помаранчевий. Радіус даних об'єктів знаходиться у проміжку від 0,9 до 1,1 с. р., маса – від 0,8 до 1,1 с. м. Яскравість коливається від 04 до 12 с. с. Лінії водню практично непомітні, лінії металів дуже сильні.

Найхолодніші і найменші зірки - класу М. Їх температура всього 2,5 - 3,5 тис. До і здаються вони червоними, хоча насправді ці об'єкти оранжево-червоного кольору. Маса зірок знаходиться у проміжку від 0,3 до 0,8 с. м., радіус – від 0,4 до 0,9 с. нар. Світність - всього 0,04 - 0,4 с. с. Це вмираючі зірки. Холодне їх тільки недавно відкриті коричневі карлики. Їх виділили окремий клас М-Т.

Назад вперед

Увага! Попередній перегляд слайдів використовується виключно для ознайомлення та може не давати уявлення про всі можливості презентації. Якщо вас зацікавила дана робота, будь ласка, завантажте повну версію.

Цілі:

Ознайомити учнів із сузір'ями як ділянками зоряного неба в межах встановлених меж.
Навчити знаходити на зоряному небі та зірковій карті сузір'я Великої Ведмедиці та Малої Ведмедиці.
Прищепити інтерес до пізнання історичних подій та додаткового читання наукової літератури.

Обладнання:таблиці, зоряне небо, зірочки, роздаткові картки, атлас "Світ і людина".

ХІД УРОКУ

I. Організаційний момент

ІІ. Повторення вивченого на минулому уроці

Ми продовжуємо вивчати нашу Галактику. Сьогодні ми вирушимо в чергову подорож просторами Всесвіту. Вирушимо ми на космічному кораблі, і як пасажири, навіть космічного корабля, ми маємо пред'явити квиток. Квитки лежать у вас на партах. На кожному запитання, відповівши, ви потрапите на борт.

Запитання на квитках.

У уявленнях давніх народів, що було центром Всесвіту? (Земля)
Хто вперше висловив думку, що Земля обертається навколо Сонця? (А. Самоський).
Хто вперше запропонував, що Земля має форму кулі? (Піфагор)
Чи був Коперник прихильником системи Птолемея? (Ні)
Хто створив першу модель Всесвіту, у центрі якої помістив Сонце? (Н. Коперник)
Хто стверджував, що Земля одна з планет, що обертається навколо Сонця? (Н. Коперник)
Хто першим використовував телескоп для вивчення небесних тіл? (Г. Галілей)
Хто відкрив супутники Юпітера? (Г. Галілей)
Всесвіт – це наша Галактика? (Ні, таких галактик багато).
Як називаються супутники Марса? (Фобос та Деймос).
На які дві групи діляться планети? (планети земної групи та гіганти).
Які планети належать до планет земної групи? (Земля, Меркурій, Венера, Марс).
Найменша планета земної групи? (Меркурій).
Найдальша від Сонця планета земної групи? (Марс).
Які із планет земної групи мають супутники? (Марс, Земля).
Які планети належать до планет-гігантів? (Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон).
Яку планету було відкрито за допомогою розрахунків? (Нептун).
У якої планети найбільше супутників? (Юпітер).
Яка планета має «кільця»? (Сатурн).
На якій планеті знаходиться велика червона пляма? (Юпітер).
Яка планета найдальша у сонячній системі? (Плутон).
Астероїди – це зірки? (Ні, це малі планети).
З чого складаються комети? (ядро, газова оболонка, хвіст).
Як називаються космічні тіла, що впали на Землю? (Метеорити).
Що таке метеори? (Спалах світла, що виникають при згорянні в атмосфері частинок пилу).
Які зірки називаються надгігантами? (Більше Сонця в сотні разів).

– Ось ми всі й вирушаємо у політ. Кожна ваша відповідь відзначатиметься зірочкою на небі (на дошці – синій лист ватмана, за кожен вид роботи вчитель прикріплює зірочку на цей лист так, щоб у результаті вийшла фігура «5»). Займайте свої місця, ми рухаємось у напрямку… Розгляньте малюнок, хто зображений на ньому? Правильно. Це бог Сонця – Геліос. Як здогадалися?
- А хто зображений на колісниці?
– З яким природним явищем люди пов'язують цей міф?

Ось колісницю в море золоту
Купає сонце. Сутінки наді мною.
Із зірками, і небом, і місяцем
Тривожну та злу ніч я чую…

Ф. Петрарко.

На дошці – ознаки. Визначте, які з них відносяться до Землі, а які до Сонця. Учні виходять та закріплюють картки – зображення «Сонце», «Земля» поруч із визначеннями.

Куляста форма.
Джерело світла та тепла.
Не випромінює власного світла та тепла.
Планета.
Розпечене небесне тіло.
Знаходиться у центрі сонячної системи.
Обертається навколо своєї осі.
Рухає навколо центру Сонячної системи своєю орбітою.
Спостерігається зміна пір року.
Зірка.
Відбувається зміна дня та ночі.

Ключ відповіді.

Сонце: 1, 2, 5, 6. 7, 10.
Земля: 1, 3, 4, 7, 8, 9, 11

Мандруючи нашою Сонячної системи, ми, звичайно, зустрічаємо планети.
Помістіть їх у свої місця. Учні прикріплюють планети на карту зоряного неба.
Крім планет, ми зустріли й інші небесні тіла. Про що йде мова?
Вчитель читає текст, учні називають це.

1 січня 1801 р. Італійський астроном Джузеппе Піацці у свій телескоп виявив нове небесне тіло, яке виглядало як зірка. Воно і подібні до нього тіла, відкриті пізніше, отримали назву «зіркоподібні». В даний час їх виявлено понад 5 тис. Зазвичай це невеликі, неправильної форми небесні тіла діаметром від одного до декількох десятків кілометрів. (Астероїд).
У міжпланетному просторі рухається величезна кількість так званого космічного пилу. У більшості випадків це залишки комет, що зруйнувалися. Часом вони вриваються в атмосферу Землі і спалахують, проносячись по чорному небу яскравою рисою, що світиться: здається, що падає зірка. Космічні частки розжарюються та згоряють. (Метеор).
Ці небесні тіла отримали назву від грецького слова «волосата». Це небесне тіло вважалося провісником різних бід, таких як епідемії, голод, війни. Її головна частина – ядро складається з льоду, замерзлих газів та твердих частинок, діаметром від 1 до 10 кілометрів. (Комети).
Крім комічного пилу, у міжпланетному просторі рухаються й більші тіла, переважно це уламки астероїдів, що увійшли в атмосферу Землі, вони не встигають у ній згоріти. Їхні залишки падають на поверхню Землі. Їх ділять на три класи: кам'яні, залізні, залізокам'яні. (Метеорити).
Цей об'єкт у 400 разів більший за діаметр Місяця, у 109 разів більший за діаметр Землі. Температура всередині досягає до 15 000 000 градусів за Цельсієм. (Сонце).

ІІІ. Фізхвилинка

Настав час нам зміцнити наші м'язи, щоб вони не атрофувалися під час довгої міжзоряної подорожі.

Яйцеподібним шляхом
Летить могутня комета.
Про що клопочеться танцем світла?
Що потрібно у світі їй знайти?
Вона встає вже багато років,
Свій шлях ухильний проводить,
З невідомого приходить,
І знову її надовго нема.
Як слабкий лик туманних зірок,
Вона спочатку появи –
Лише димне бачення,

У ній немає ядра. Трохи тліє хвіст.
Але ближче до Сонця – і не та.
Вже лик горить, світло не подрібнене,
І мільйони верст здатний
Тягтися грізний слід хвоста.
Густеє яскраве ядро і зменшується орбіта.
Комета сердито світиться.
Суцільна пожежа – її нутро.

(К.Бальмонт). 1908 р.

IV. Повідомлення теми уроку

Прочитайте тему уроку, записану за допомогою піктограм. Діти беруть від назви кожної планети потрібну букву.

Сонце – 1
Сонце – 2
Земля – 1
Венера – 1
Меркурій – 2
Земля – 1
Деймос – 1
Юпітер – 3
Нептун – 2

Люди здавна замислювалися над тим, а що там, на небі, чому видно то самотні зірки, то їх скупчення. Вони подумки поєднали ці зірки між собою та отримали певні постаті, які згодом були названі сузір'ями. Сьогодні ми також намагатимемося дізнатися про сузір'я, чому вони так називаються. Відкрийте зошити та запишіть тему уроку: ЗІРКИ.

V. Введення нового матеріалу

Запис визначення у зошит. Групи зірок розташованих у порядку називаються сузір'ями.

Раніше не було жодних приладів, які допомагали пересуватися у просторі. Тому доводилося пересуватися вночі. А як це можливо, адже вночі темно? Діти відповідають – орієнтуючись за Полярною зіркою). Ця зірка отримала назву КОМПАС. Вчитель включає послухати розповідь – «Подорож Серьожі та Світлани, у яких тато працює астрономом.

Розповідь

Сьогодні Сергію ніщо не тішило: він втратив свій компас. Дізнавшись про це, тато сказав:
- Доведеться тобі північ і південь по небесних світилах визначати.
- За якими ще світилами? - Запитав Сергійко.
- По Сонцю, по зірках - це ж і є небесні світила, - відповів тато.
– Сонце та зірки – зовсім не компас, – недовірливо сказав Сергій.
– Не компас, але зовсім не гірший за компас, усміхнувся тато.
- Є на небі зірка, яка замінює компас. Називається вона Полярною зіркою.
А як знайти її на зоряному небі? Потрібний знайти на небі 7 розташованих близько один до одного зірок. А якщо цих 7 зірок поєднати уявними лініями, то вийде сузір'я Великої Ведмедиці та найяскравіша зірка у хвості Малої Ведмедиці.
А ось чому вона так називається, є кілька легенд, послухайте одну із них.
На Велику Ведмедицю могутня і зла чарівниця перетворила гарну дівчинуна ім'я Калісто, а на Малу Ведмедицю чарівниця перетворила її служницю. З того часу служниця весь час супроводжує свою пані. Тому на небі Мала Ведмедиця завжди знаходиться поряд із Великою Ведмедицею.
Відкрийте атлас. Перед вами найсучасніша зіркова карта, а раніше на карті зображали не зірки. Нині вчені вважають сузір'ями не фігури зірок, а певні ділянки зоряного неба. Усього небо розділено на 88 сузір'їв, з яких на території нашої країни можна бачити 54. Назви дуже багатьох сузір'їв прийшли до нас із Стародавньої Греції та пов'язані з персонажами різних міфів та легенд. Наприклад, назви сузір'їв: Кассіопея, Цефей, Андромеда, Пегас та Персей – пов'язані з такою легендою.
У міфічного царя ефіопів Цефея була красуня дружина – цариця Кассіопея. Якось вона похвалила красу своєї дочки Андромеди у присутності нереїд – казкових мешканок морів. Нереїди були дуже заздрісні, вони поскаржилися богу морів Посейдону, що Артеміда красивіша за них, і Посейдон напустив на береги Ефіопії страшну чудовисько, що пожирає людей. Цефей, щоб урятувати мешканців своєї держави, мав віддати на поживу чудовисько свою улюблену дочку Андромеду. Її прикули до скелі на березі моря, і тут вона чекала на свою загибель. Але Андромеду врятував герой Персей, котрий прилетів на крилатому коні Пегасі. На честь героїв цієї легенди і було названо сузір'я.
З того часу на небі з'явилися сузір'я Цефея, Кассіопеї, Андромеди та Персея. Знайдіть їх на карті.

VI. Робота на тему уроку

Намалюйте малюнок свого сузір'я і поряд зобразіть головний атрибут бога.
Овен (квітень) супроводжував голуб Афродіти (Венери).
Тільці (травень) ставили грецький триніжок Аполлона.
Близнюкам (червень) малювали черепаху улюбленця Гермеса (Меркурія).
Рак (липень) спокійно сидів під крилом орла – супутника Зевса. (Юпітера).
Біля Лева (серпень) стояв обвитий змією кошик Деметри (Церери).
Діва (вересень) тримала два смолоскипи, а за ними виднілася шапка Гефеста (Вулкана).
Поруч із дитиною, що тримає Терези (жовтень), зображували супутницю бога війни Ареса (Марса) вовчицю.
Скорпіону (листопад) супроводжував собака богині мисливиці Артеміди (Діани).
Про те, що Стрілець (грудень) – улюблене сузір'я богині домівки Гестії (Вести), нагадувала лампа з ослиною головою.
Козеріг (січень) не розлучався з павичем дружини Зевса - Гери (Юнони).
Водолій (лютий) був небесним двійником Посейдона (Нептуна), а тому поряд із ним було зображення дельфіна.
Сузір'я Риби (березень) невсипуще «сторожила» сова Афіни (Міневри).
Самостійна робота учнів із картою зоряного неба.
Завдання: знайти на карті зоряного неба сузір'я Великої та Малої Ведмедиці, Дракона, Цефея, Кассіопеї. Замалювати їх у робочий зошит та підписати.

VII. Підсумок

- Ось і підійшла наша подорож до кінця. Час повертатися. Де ми сьогодні побували?
– Що бачили? Що таке сузір'я? Які сузір'я ви запам'ятали?

Людина, як зірка, народжується,
Серед неясної туманної млечності,
У нескінченності починається
І закінчується у вічності…
Поколіннями створюється
Вік за віком земля нетлінна.
Людина, як зірка, народжується,
Щоб світлішим став Всесвіт.

- А хто ж у нашому класі зірочки?
– Подивіться, що на урочному небі, якщо подумки поєднати наші зірочки, то вийде постать «5». А тепер давайте дамо йому назву. Тож нехай це сузір'я супроводжує нам весь рік.

VIII. Домашнє завдання

Знайти та намалювати позначення всіх знаків зодіаку.

Література

1. Дубкова С.І."Казки зоряного неба"; М., "Біле місто", 2009.

1. Різноманітність зірок.

1.1. Світність зірок, зоряна величина.

Ще древній астроном Гіппарх запропонував розрізняти яскравість зірок. Зірки були розділені на шість груп: до першої відносяться найяскравіші - це зірки першої величини (скорочено - 1m, від латинського magnitudo- величина), зірки слабші - до другої зіркової величини (2m) і так далі до шостої групи - ледь помітні неозброєним оком зірки. Зоряна величина характеризує блиск зірки, тобто освітленість, яку зірка створює землі. Блиск зірки 1m більше блиску зірки 6mв 100 разів.

У 1850 р. англійський астроном М. Поссон вивів формулу:

E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512m2-m1

де E1і E2 – освітленості, створювані зірками Землі, а m1и m2– їх зоряні величини. Іншими словами, зірка, наприклад, першої зіркової величини в 2,5 рази яскравіша за зірку другої величини і в 2,52=6,25 разів яскравіша за зірку третьої величини.

де r – відстань у парсеках, П – річний паралакс у секундах.

Зараз методом паралаксу визначено відстані до багатьох тисяч зірок.

M = m + 5 - 5 * lg (r)

Найближча до Сонця зірка Проксима Центавра – крихітний тьмяний червоний карлик – має видиму зіркову величину m=-11,3, а абсолютну M=+15,7. Незважаючи на близькість до Землі, таку зірку можна розглянути лише потужний телескоп. Ще тьмяніша зірка №359 за каталогом Вольфа: m=13,5; M = 16,6. Наше Сонце світить яскравіше, ніж Вольф 359 у 50000 разів. Зірка Золотої Риби (у південній півкулі) має тільки 8-му видиму величину і не помітна неозброєним оком, але її абсолютна величина M=-10,6; вона в мільйон разів яскравіша за Сонце. Якби вона знаходилася від нас на такій же відстані, як Проксима Центавра, вона світила б яскравіше Місяця в повний місяць.

Для Сонця M = 4,9. На відстані 10 парсек сонце буде видно слабкою зірочкою, насилу помітною неозброєним оком.

1.2. Розміри, маси, густина зірок.

Зірки такі далекі, що навіть у найбільший телескоп вони виглядають лише точками. Як дізнатися розмір зірки?

На допомогу астрономам приходить Місяць. Вона повільно рухається на тлі зірок, по черзі перекриваючи світло, що йде від них. Хоча кутовий розмір зірки надзвичайно малий, Місяць заступає її не відразу, а за час у кілька сотих або тисячних часток секунди. За тривалістю процесу зменшення яскравості зірки при покритті її Місяцем визначають кутовий розмір зірки. А знаючи відстань до зірки, з кутового розміру легко отримати її справжні розміри.

Але невелика частина зірок на небі розташована так вдало, що може покриватися Місяцем. Тому зазвичай використовують інші методи оцінки зоряних розмірів. Кутовий діаметр яскравих та не дуже далеких світил може бути безпосередньо виміряний спеціальним приладом- Оптичним інтерферометром. Але найчастіше радіус зірки (R) визначають теоретично, з оцінок її повної світності (L) і температури (T):

R2 = L / (4πσT4)

Розміри зірок бувають дуже різними. Зустрічаються зірки надгіганти, радіус яких у тисячі разів більший за сонячний. З іншого боку відомі зірки-карлики з радіусом у десятки разів менші, ніж у Сонця.

Найважливішою характеристикою зірки є безліч. Чим більше речовини зібралося в зірку, тим вище тиск і температура в її центрі, а це визначає практично всі інші характеристики зірки, а також особливості її життєвого шляху.

Прямі оцінки маси можуть бути зроблені лише на підставі закону всесвітнього тяжіння. Маса зірок коливається у значно менших межах: приблизно від 1028 до 1032 кілограми. Існує зв'язок між масою зірки та її світністю: чим більша маса зірки, тим більша її світність. Світність пропорційна приблизно четвертого ступеня маси зірки:

2. Будова зірок. Моделі деяких типів зірок.

Будова зірок залежить від маси. Якщо зірка в кілька разів масивніша за Сонце, то глибоко в її надрах відбувається інтенсивне перемішування речовини (конвекція), подібно до киплячої води. Таку область називають конвективним ядром зірки. Чим більше зірка, тим більшу її частину становить конвективне ядро, де знаходиться джерело енергії. У міру перетворення водню на гелій молекулярна масаречовини ядра зростає, яке обсяг зменшується. Зовнішні області зірки при цьому розширюються, вона збільшується в розмірах, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка – блакитний гігант – поступово перетворюється на червоний гігант.

Термін життя зірки залежить від її маси. Зірки з масою в сто разів більше сонячної живуть лише кілька мільйонів років. Якщо маса складає 2-3 сонячні терміни збільшується до мільярда років. У зірках-карликах, маса яких менша за масу Сонця, конвективне ядро відсутнє. Водень у них горить, перетворюючись на гелій, у центральній області. Коли він згоряє повністю, зірки повільно стискаються і рахунок енергії стиснення можуть існувати ще дуже тривалий час.

Сонце і подібні до нього зірки є проміжним випадком. У Сонця є маленьке конвективне ядро, але не дуже чітко відокремлене від решти. Ядерні реакції горіння водню протікають як і ядрі, і у його околицях. Вік Сонця приблизно 4.5-5 млрд. років, і за цей час воно майже не змінило свого розміру та яскравості. Після вичерпання водню Сонце може поступово вирости в червоний гігант, скинути оболонку, що надмірно розширилася, і закінчити своє життя, перетворившись на білий карлик. Але це станеться не раніше, ніж за 5 млрд. років.

У зірок нижньої частини головної послідовності (червоні карлики) термоядерні реакції протікають у центральній частині ядра. Перенесення енергії до поверхні зірки здійснюється конвекцією. У яскравих зірках верхньої частини головної послідовності перенесення енергії від конвективного ядра здійснюється випромінюванням. Червоні гіганти мають невелике центральне ядро з гелію, температура в межах якого однакова. Це ядро оточене вузькою зоною, де відбуваються ядерні реакції. Далі йде широкий прошарок, де енергія передається конвекцією. На відміну від червоних гігантів, білі карлики однорідні та складаються з виродженого газу.

3. Змінні зірки. Нові та наднові.

Іноді на небі з'являються нові зірки: вони спалахують, досягають надзвичайно яскравого блиску, а потім протягом кількох тижнів або місяців згасають, зрідка спалахують знову, але не пропадають назавжди. Це так звані змінні зірки, зірки блиск яких змінюється. Досі астрономи не дійшли єдиної думки, якої мінімальної зміни блиску достатньо для того, щоб зарахувати зірку до цього класу. Тому каталоги змінних зірок включають всі зірки, у яких достовірно виявлені навіть дуже незначні коливання блиску. Зараз у нашій Галактиці відомо понад 20 000 змінних зірок. Змінні зірки різняться масою, розмірами, віком, причинами змінності і поділяються кілька великих груп.

Одна з груп – пульсуючі зірки. Першим таку зірку відкрив Фабриціус, учень Тіко Бріге, ще 1596 року і назвав її Мірою; ця зірка змінює свій блиск із періодом 332 дні. Подібні зірки із тривалим періодом називають меридами. Це в основному червоні гіганти, що змінюють блиск на кілька зоряних величин з періодами в середньому від декількох місяців до півтора року.

Найбільш поширені і добре вивчені змінні зірки іншого класу - цефеїди (названі так на ім'я Цефея, відкритої Гудрайком в 1784 році). Цефеїди – пульсуючі гіганти. Їхні періоди дуже різні - від 1,5 до 50 діб. Цефеїди виявлені у нашій галактиці, а й у Магеланових хмарах і туманності Андромеди. До цефеїдів відноситься і Полярна зірка - Малої Ведмедиці. Амплітуда змін її блиску дуже мала - від 2,64 m до 2,5 m, а період - приблизно 4 діб.

У чому причина зміни блиску пульсуючих зірок? Найбільш розробленою є теорія, згідно з якою пульсації відбуваються під дією протиборчих сил – сили тяжіння та сили тиску газу, що виштовхує речовину назовні.

У стислому стані переважає тиск газу – зірка розширюється. Середній, урівноважений стан зірка проскакує за інерцією, оскільки розширення йде дуже швидко. У розширеному стані тиск газу слабшає, сили тяжіння знову стискають зірку.

Пильну увагу астрофізиків привертають не лише пульсуючі змінні. Так звані вибухові зірки – приклад складних процесів у подвійних зоряних системах, де відстань між компонентами не набагато перевищує їх розміри. В результаті взаємодії компонентів речовина з поверхневих шарівменш щільною зі зірок починає перетікати на іншу зірку. У більшості вибухових змінних та зірка, на яку перетікає газ, – білий карлик. Якщо на поверхні накопичується багато речовини, і різко починаються термоядерні реакції, то спостерігається спалах нової зірки.

Особлива група змінних – наймолодші зірки, які порівняно недавно (за космічними масштабами) сформувалися в областях концентрації міжзоряного газу. Їх називають оріоновими змінними. Ці зірки часто змінюють блиск безладно, але іноді в них простежуються і ознаки періодичності, пов'язаної з обертанням навколо осі.

Змінні зірки, описані вище, змінюють свій блиск внаслідок складних фізичних процесів у надрах чи поверхні, чи результаті взаємодії у тісних подвійних системах. Це фізично змінні зірки. Проте знайдено чимало зірок, змінність яких пояснюється чисто геометричними ефектами. Відомі тисячі затемнених змінних зірок у подвійних системах. Їхні компоненти, переміщаючись своїми орбітами, часом заходять один за одним. Найзнаменитіша змінна зірка – Алголь. Яскравість може бути непостійною і через те, що на поверхні зірки є темні або світлі плями. Обертаючись навколо осі, зірка повертається до земного спостерігача то світлішою, то темнішою стороною.

Сама високий ступіньЗмінності спостерігається у так званих нових і наднових зірок. При спалаху нової зірки блиск її зростає у тисячі разів. Після цього через кілька днів зірка починає тьмяніти, спочатку швидко, потім зменшення блиску сповільнюється і іноді супроводжується короткими окремими посиленнями.

Більшість нових зірок є компонентами тісних подвійних систем, у яких одна – як правило, зірка типу Сонця, а друга – білий карлик. Орбіта такої подвійної системи настільки тісна, що нормальна зірка сильно деформується припливною дією компактного сусіда. Плазма з атмосфери цієї зірки може вільно падати на білий карлик, внаслідок чого навколо останнього утворюється тонкий щільний шар газу, температура якого поступово збільшується і зростає настільки високих значень, що починається термоядерна реакція синтезу гелію. Через дуже велику щільність речовини вона носить вибухоподібний характер. Саме цей термоядерний вибух на поверхні білого карлика і призводить до скидання оболонки, розлет і світіння якої спостерігається як спалах нової зірки.

Інший варіант пояснення спалаху нових – визволення енергії у неглибоких шарах зірки. В результаті відбувається вибух, що розпорошує зовнішні шари речовини зірки в навколишній простір. При цьому виділяється енергія, яку Сонце дає за десятки тисяч років. Однак маса газової оболонки, що викидається новою зіркою, відносно невелика і становить приблизно стотисячну частку маси зірки, тому через кілька років зірка повертається у вихідний стан.

Як показують оцінки, щороку в нашій Галактиці спалахує близько сотні нових зірок.

Набагато більше вражає вибух наднової. Наднова в максимумі блиску має величину -12 - -18 m, тобто в сотні та тисячі разів яскравіше за нові зірки. Світність зростає в мільйони разів. Вибух відбувається на великій глибині, більшість маси зірки (а іноді і вся) розлітається зі швидкістю до 10 тис. км. / сек., а залишок стискається (колапсує) в надщільну нейтронну зірку або в чорну дірку. Викинуті гази утворюють газові туманності. Найбільш відома з них – крабоподібна туманність, що є результатом спалаху наднового в 1054 році, зареєстрованого в китайських літописах. Наднові відіграють важливу роль в еволюції зірок. Вони є фіналом життя зірок масою понад 8-10 сонячних. Закінченої теорії вибуху наднової з формуванням компактного залишку і скиданням зовнішньої оболонки поки не створено через крайню складність обліку всіх фізичних процесів, що протікають при цьому.

4. Кінець зірки - білі карлики, нейтронні зірки та чорні дірки.

Після того, як зірка вичерпає свої джерела енергії, вона починає остигати і стискатися. При цьому фізичні властивості газу кардинально змінюються, тому його тиск сильно зростає. Якщо маса зірки невелика, то сили гравітації порівняно слабкі і стиск зірки припиняється, вона перетворюється на стійкий стан білого карлика. У сучасній теорії зірок еволюції білі карлики розглядаються як кінцевий етап еволюції зірок середньої та малої маси (менше 3-4 мас Сонця). Після того, як у центральних областях старіючої зірки вигорить весь водень, її ядро має стиснутись і розігрітися. Зовнішні шари сильно розширюються, ефективна температура світила падає, і воно стає червоним гігантом. Розріджена оболонка зірки, що утворилася, дуже слабо пов'язана з ядром, і вона врешті-решт розсіюється в просторі. На місці колишнього червоного гіганта залишається дуже гаряча і компактна зірка, що складається з гелію, - білий карлик. Завдяки своїй високій температурі вона випромінює головним чином в ультрафіолетовому діапазоні і іонізує газ оболонки, що розлітається. Але якщо маса перевищує деяке критичне значення, стиск триває. При дуже високій щільності електрони, з'єднуючись з протонами, утворюють нейтральні частки – нейтрони. Незабаром майже вся зірка складається з одних нейтронів, які настільки тісно притиснуті один до одного, що величезна зоряна маса зосереджується в дуже невеликій кулі радіусом кілька кілометрів і стиск зупиняється. Щільність цієї кулі – нейтронної зірки – жахливо велика навіть у порівнянні із щільністю білих карликів: вона може перевищити 10 млн. т/см. куб.

Що станеться, якщо маса зірки буде настільки велика, що навіть утворення нейтронної зірки не зупинить гравітаційний колапс?

Чорні дірки утворюються в результаті колапсу гігантських зірок масою понад 3 маси Сонця. При стисканні їхнє гравітаційне поле ущільнюється все сильніше і сильніше. Нарешті зірка стискується настільки, що світло вже може подолати її тяжіння. Радіус, до якого має стиснутися зірка, щоб перетворитися на чорну дірку, називається гравітаційним радіусом. Для масивних зірок він становить кілька десятків кілометрів. Відрізнити чорну дірку від нейтронної зірки (якщо випромінювання останньої немає) дуже важко. Тому про існування чорних дірок часто говорять ймовірно. Тим не менше, відкриття масивних тіл, що не світяться, - серйозний аргумент на користь їх існування.

5.1. Фізичні параметри Сонця.

Завдяки своїй близькості до Землі Сонце є найбільш вивченою зіркою. За всіма параметрами Сонце – звичайнісінька, рядова зірка. На діаграмі Герцшпрунга-Рассела вона розташована в середині головної послідовності, серед багатьох їй подібних. Розглянемо її як представника найпоширенішого класу.

Сонце відноситься до спектрального класу G2, жовтий карлик. Температура поверхні Сонця приблизно дорівнює 6000ºС; температура у центрі – близько 14*106ºС. Діаметр Сонця 1,39 мільйонів кілометрів – у сто разів більший за земний. Маса – 2*1030 кг, середня густина – 1410 кг/м3 (у центрі ~ 105 кг/м3). Основні складові Сонця, як, втім, та інших зірок – водень (70%) та гелій (29%). Прискорення вільного падіння лежить на поверхні – 274 метри на секунду (іншими словами, сила тяжкості в 28 разів більше, ніж Землі). Так як Сонце - плазмова куля, його шари обертаються навколо осі нерівномірно - у екватора швидше, ніж у полюсів.

5.2. Внутрішня будова Сонця.

Наше Сонце – це величезна газова куля, що світиться, всередині якої протікають складні процеси і в результаті безперервно виділяється енергія. Внутрішній обсяг Сонця можна поділити на кілька областей. Познайомимося з ними, починаючи із самого центру. У центральній частині Сонця є джерело його енергії. Ця область називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим сильніше. Щільність його збільшується до центру разом із зростанням тиску та температури. У ядрі, де температура сягає 15 млн. до, відбувається виділення енергії. Ця енергія виділяється внаслідок злиття атомів легень хімічних елементівв атоми важчих. У надрах Сонця із чотирьох атомів водню утворюється один атом гелію. Ядро має радіус трохи більше чверті загального радіусу Сонця. Однак у його обсязі зосереджена половина сонячної маси та виділяється практично вся енергія, яка підтримує свічення Сонця. Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні до поверхні Сонця. Існують різні способи передачі енергії залежно від фізичних умовсередовища, а саме: променисте перенесення, конвекція та теплопровідність. Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де поширюється через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла – квантів. Щільність, температура і тиск зменшуються в міру віддалення від ядра, і в цьому напрямку йде потік енергії. Загалом процес цей украй повільний. Щоб квантам дістатися від центру Сонця до фотосфери, необхідні багато тисяч років: адже, перевипромінюючись, кванти постійно змінюють напрямок, майже так само часто рухаючись назад, як і вперед. Так що якби «пічка» всередині Сонця раптом згасла, то ми дізналися б про це лише через мільйони років. На своєму шляху через внутрішні сонячні шари потік енергії зустрічає область, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвективна зона Сонця. Тут енергія передається не випромінюванням, а конвекцією. Що таке конвекція? Коли рідина кипить, вона перемішується. Так само може поводитися і газ. Те саме відбувається і на Сонці в галузі конвекції. Величезні потоки гарячого газу піднімаються нагору, де віддають своє тепло навколишньому середовищі, а охолоджений сонячний газ опускається вниз. Конвективна зона починається приблизно на відстані 0.7 радіусу від центру і простягається практично до видимої поверхні Сонця (фотосфери), де перенесення основного потоку енергії знову стає променистим. Однак за інерцією сюди все ж таки проникають гарячі потоки з більш глибоких, конвективних шарів. Добре відома спостерігачам картина грануляції лежить на поверхні Сонця є видимим проявом конвекції.

3.3.Сонячна атмосфера.

Зірки повністю складаються з газу. Але їх зовнішні шари теж називають атмосферою.

Атмосфера Сонця починається на 200–300 км. глибше видимого краю сонячного диска. Ці найглибші верстви атмосфери називають фотосферою. Оскільки їхня товщина становить не більше однієї тритисячної частки сонячного радіусу, фотосферу іноді умовно називають поверхнею Сонця. Щільність газу у фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і в сотні разів менша, ніж у поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується на 8000 К на глибині 300 км. до 4000 К у верхніх шарах. У телескоп із великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається усипаною дрібними яскравими зернятками – гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючих тепліших потоків газу і холодніших, що опускаються. Різниця температур між ними у зовнішніх шарах порівняно невелика, але глибша, у конвективній зоні, вона більша, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція у зовнішніх верствах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. У кінцевому рахунку саме конвекція внаслідок складної взаємодії із сонячними магнітними полямиє причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності. Фотосфера поступово перетворюється на більш розріджені зовнішні верстви сонячної атмосфери – хромосферу і корону.

Хромосфера (грецьк. «сфера світла») названа так за своє червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видно вчасно повних сонячних затемнень як клаптувате яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, що тільки-но затьмарило Сонце. Хромосфера дуже неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікул), що надають їй вигляд трави, що горить. Температура цих хромосферних струменів у 2-3 рази вища, ніж у фотосфері, а щільність у сотні тисяч разів менша. Загальна довжина хромосфери – 10-15 тис. км. Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, що проникають до неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як коли б це відбувалося в гігантській мікрохвильовій печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячою іонізованою плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температурунайбільш зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище за хромосферу. Часто під час затемнень над поверхнею сонця можна спостерігати химерної форми «фонтани», «хмари», «воронки», «кущі», «арки» та інші утворення, що яскраво світяться, з хромосферної речовини. Це найграндіозніші утворення сонячної атмосфери – протуберанці. Вони мають приблизно ту ж густину і температуру, що і хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені вищими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають у хромосферу тому, що їхня речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця. Деякі протуберанці, пробувши довгий час без помітних змін, раптово ніби вибухають, і їхня речовина зі швидкістю в сотні кілометрів на секунду викидається в міжпланетний простір.

На відміну від хромосфери і фотосфери, сама зовнішня частина атмосфери Сонця – корона – має величезну протяжність: вона простягається на мільйони кілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусам. Щільність речовини в сонячній короні зменшується з висотою значно повільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення. Головною особливістю корони є промениста структура. Корональні промені мають найрізноманітнішу форму: іноді вони короткі, іноді довгі, бувають промені прямі, інколи ж вони сильно вигнуті. Загальний вигляд сонячної корони періодично змінюється. Це з одинадцятирічним циклом сонячної активності. Змінюється як загальна яскравість, і форма сонячної корони. У період максимуму сонячних плям він має порівняно округлу форму. Коли плям мало, форма корони стає витягнутою, при цьому загальна яскравість корони зменшується. Отже, корона Сонця – найзовніша частина його атмосфери, найрозрідженіша і найгарячіша. Додамо, що вона і найближча до нас: виявляється, вона простягається далеко від Сонця у вигляді потоку плазми, що постійно рухається від нього - сонячного вітру. Фактично ми живемо оточені сонячною короною, хоч і захищені від її проникаючої радіації надійним бар'єром у вигляді земного магнітного поля.

Список літератури:

1. Ст П. Цесевич. Змінні зірки та їх спостереження. - М. 1980.

2. В. Г. Горбацький. Космічні вибухи. - М. 1979.

3. Ф. Хойл. Галактики, ядра та квазари. - Вид. "Світ", М.1968.

4. Космонавтика. Енциклопедія. За ред. В. П. Глушко. М. 1985.