чем выше температура звезды тем более беловатым выглядит ее свечение

ПОМОГИТЕ ПОЖАЛУЙСТА ТЕСТ ПО АСТРОНОМИИ

Выберите один из 5 вариантов ответа:
1) беловатым
2) сероватым
3) голубоватым
4) желтоватым
5) красноватым

Задание 2
Вопрос:
Важнейшие различия спектров звёзд заключаются:
Изображение:

Выберите несколько из 5 вариантов ответа:
1) в распределении энергии в линейчатом спектре
2) в качестве наблюдаемых спектральных линий
3) в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий
4) в распределении энергии в непрерывном спектре
5) в количестве и интенсивности всех спектральных линий

Задание 3
Вопрос:
Укажите известные вам спектральные классификации звёзд.

Задание 4
Вопрос:
На диаграмме «спектр-светимость» посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется

Укажите истинность или ложность вариантов ответа:
1)последовательность сверхгигантов
2)последовательность белых карликов
3)последовательность красных гигантов
4)главная последовательность

Задание 5
Вопрос:
Сопоставьте класс звезды с её описанием.

Укажите соответствие для всех 5 вариантов ответа:
1) О
2) В
3) G
4) К
5) Y

А) Голубовато-белые звёзды с температурой 10-30 тыс. К.
Б) Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000-6000 К.
В) Ультрахолодные звёзды с температурой 300-500 К.
Г) Оранжевые звёзды с температурой 3500-5000 К.
Д) Очень горячие голубые звёзды с температурой 30-60 тыс. К.

Задание 6
Вопрос:
Определите температуру звезды, если в её спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны равную 230 нм. Ответ округлите до целого числа

Запишите число:
Т, К ___________________________

Задание 7
Вопрос:
На представленном рисунке укажите звезду спектрального класса М.

Укажите место на изображении:

Задание 8
Вопрос:
Укажите истинность утверждений.

1)С увеличением температуры максимум излучения абсолютно чёрного тела смещается в длинноволновую область спектра.
2)Изменение температуры не меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах.
3)Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах.
4)Холодные звёзды кажутся нам красноватыми.
5)С увеличением температуры максимум излучения абсолютно чёрного тела смещается в коротковолновую область спектра.

Задание 9
Вопрос:
Укажите спектральный класс Солнца.
Изображение:

Задание 10
Вопрос:
Диаграмма «спектр-светимость» отражает

Выберите несколько из 4 вариантов ответа:
1) количество звёзд на небе
2) распределение звёзд на небе
3) распределение звёзд по спектральным классам
4) этапы эволюции звёзд

Источник

Основные характеристики звёзд

Урок 61. Физика 11 класс ФГОС

В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам

Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобрев в каталоге.

Получите невероятные возможности

Конспект урока «Основные характеристики звёзд»

На одном из прошлых уроков мы с вами говорили о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов. Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело, например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура нити накаливания, тем более белый свет она излучает. Аналогично и с излучением звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).

И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе. Её температура составляет всего около 3600 К.

Изучение различных типов звёзд показало, что их температура заключена в пределах от 2000 до 60 000 К. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.

Современная спектральная классификация звёзд была создана в 20-е годы ХХ века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры: O, B, A, F, G, K, M.

Звёзды, принадлежащие классу О, являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Типичным представителем является звезда Беллатрикс в созвездии Ориона.

К классу В относятся звёзды, температура которых колеблется 10—30 тыс. К. Они имеют голубовато-белый цвет. В качестве примера звезды данного класса можно привести Регул из созвездия Льва.

Звёзды белого цвета, с температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их типичным представителем является Сириус — самая яркая звезда ночного неба.

К классу F принадлежат звёзды, температура которых 6000—7500 К. Они имеют жёлто-белый цвет. Примером звезды этого класса является Альтаир в созвездии Орла.

Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000—6000 К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше Солнце.

Звёзды, принадлежащие классу К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности 3500—5000 К. К данному классу звёзд относится Альдебаран из созвездия Тельца.

И, наконец, класс М. В нём «обитают» холодные звёзды с минимальной температурой 2000—3500 К. Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. В качестве примера можно привести Бетельгейзе — красного сверхгиганта из созвездия Ориона.

По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Поэтому астрономы стали выделять дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел. Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р. А буквой W стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень тяжёлые горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.

Выделяют в отдельные классы также углеродные звёзды (C класс), циркониевые звёзды (класс S) и белые карлики (класс D).

В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y. Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года. К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой поверхности 300—500 К.

Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.

Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов. Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё одна классификация (МКК), которая учитывает светимость звёзд. С учётом двух классификаций наше Солнце имеет спектральный класс (G2V).

В начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Оказалось, что если по оси ординат откладывать светимости звёзд, а по оси абсцисс — их температуру, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности.

Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется главная последовательность — ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.

В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно низкая (на это указывает их красный цвет). Они образуют последовательность красных гигантов.

В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью и в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.

А под главной последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца.

Данная диаграмма называется диаграммой «спектр — светимости» или диаграммой Герцшпрунга — Рассела.

По мере развития астрофизики было установлено, что звёзды отличаются друг от друга не только цветом и температурой. Как показали наблюдения, многие из них образуют пары или являются членами сложных систем. При этом только в нашей Галактике примерно половина всех звёзд принадлежит к двойным системам.

Двойными звёздами называют близко расположенные пары звёзд.

Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с другом. Хотя в действительности расстояние между ними может достигать миллионов световых лет.

А вот физические двойные звёзды действительно расположены в пространстве рядом друг с другом. Они не только связаны между собой силами тяготения, но и обращаются около общего центра масс.

Наблюдения за двойными звёздами и оценка их масс для различных типов показали, что:

· массы звёзд колеблются от 0,03 до 60 масс Солнца. Причём наибольшее количество звёзд имеет массу от 0,4 до 3 масс Солнца;

· существует зависимость между массами звёзд и их светимостями, что даёт возможность оценивать массы одиночных звёзд. Так, если масса звезды лежит в интервале от 0,5 до 10 масс Солнца, то её светимость пропорциональна 4 степени массы. Если же масса звезды больше 10 масс Солнца, — то 2 степени.

Помимо одиночных и двойных звёздных систем, выделяются также кратные системы, в которых число звёзд больше двух. Существуют звёзды тройные, четверные и даже более высокой кратности. Примером кратных звёзд может служить тройная звезда α Центавра. Причём, что интересно, одна из компонент — Проксима — является ближайшей к Земле звездой после Солнца.

А теперь давайте зададимся вопросом: откуда же звёзды, в том числе и наше Солнце, черпают энергию в течение миллионов и миллиардов лет? Этот вопрос волновал учёных не одно десятилетие (и даже столетие). Для ответа на него порой выдвигались самые невероятные гипотезы. Например, Уильям Гершель считал, что Солнце — это холодное и твёрдое тело, которое окружено огромным огненным океаном. Правда, вот не задача, такой океан должен был бы полностью выгореть через несколько тысяч лет после начала горения.

Герман Гельмгольц предполагал, что увеличение внутренней энергии и как следствие увеличение температуры Солнца происходит из-за его медленного гравитационного сжатия. Чтобы компенсировать потери энергии на излучение, достаточно было бы, чтобы диаметр Солнца ежегодно уменьшался на 75 метров. Но в этом случае срок «службы» Солнца составил бы несколько миллионов лет. Однако наша звезда живёт уже более 4,5 млрд миллиардов лет и планирует прожить ещё столько же.

Лишь в 30-х годах ХХ в. американский астрофизик Ханс Альбрехт Бете высказал предположение о том, что энергию Солнце получает за счёт термоядерных реакций, происходящих в его недрах. Им же был открыт водородный (или протон-протонный) цикл — цепочка из трёх термоядерных реакций, приводящая к образованию гелия из водорода:

Обратите внимание на то, что для образования двух ядер , необходимых для третьей реакции, первые две должны произойти дважды.

Чтобы представить, какое огромное количество энергии выделяется Солнцем в результате превращения водорода в гелий, достаточно знать, что в среднем оно теряет примерно 4 миллиона тонн водорода в секунду! На первый взгляд, эта просто огромная величина. Однако она ничтожна, по сравнению с полной массой Солнца. А 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.

Источник

СРОЧНО АСТРОНОМИЯ 10-11 КЛАСС
Тест. Спектры, цвет и температура звёзд. Двойные звёзды

Вопрос 1
Вставьте пропущенное слово:

Варианты ответов
беловатым
сероватым
голубоватым
желтоватым
красноватым

Вопрос 6
На представленном рисунке укажите звезду спектрального класса М.
Укажите номер звезды цифрой слева направо на изображении:
Варианты ответов
1
2
3
4
5
6
(фото не могу прикрепить)
Вопрос 7
Укажите истинность утверждений. (3 шт)
Варианты ответов
1С увеличением температуры максимум излучения абсолютно чёрного тела смещается в длинноволновую область спектра.
2Изменение температуры не меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах.
3Изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах.
4Холодные звёзды кажутся нам красноватыми.
5С увеличением температуры максимум излучения абсолютно чёрного тела смещается в коротковолновую область спектра.

Вопрос 8
Диаграмма «спектр-светимость» отражает
выберите из 4 вариантов ответа:
Варианты ответов
1количество звёзд на небе
2распределение звёзд на небе
3распределение звёзд по спектральным классам
4этапы эволюции звёзд
Вопрос 9
Пара визуально-двойных звёзд, известная ещё с глубокой древности.
Выберите один из 4 вариантов ответа:
Варианты ответов
1Сириус А и Сириус В
2Алголь А и Алголь В
3Альфа Центавра и Хадар
4Мицар и Алькор
Вопрос 10
Изменение вида кривой блеска затменно-переменной звезды позволяет определить следующие характеристики её компонентов:
Выберите правильные варианты:
варианты ответов
1наклонение плоскости орбиты
2период обращения
3массу компонентов
4эксцентриситет орбиты
Вопрос 11
Близко расположенные пары звёзд называются
Варианты ответов
1двойными звёздами
2оптическими двойными звёздами
3кратными звёздами
4двойными системами
Вопрос 12
Первая звезда, у которой была открыта её физическая двойственность
Ответ:

Вопрос 13
Укажите типы двойных звёзд
Выберите несколько из 4 вариантов ответа:
Варианты ответов
1Оптические двойные
2Кратные двойные
3Физические двойные
4Мнимые двойные

Источник

Спектры, цвет и температура звёзд. Диаграмма «спектр — светимость»

Урок 27. Астрономия 11 класс ФГОС

В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам

Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобрев в каталоге.

Получите невероятные возможности

Конспект урока «Спектры, цвет и температура звёзд. Диаграмма «спектр — светимость»»

Мы уже с вами как-то говорили о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов по шкале Кельвина. Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело, например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура нити накаливания, тем более белый свет она излучает.

Аналогично и с излучением звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).

И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе (альфа Ориона).

Однако наиболее полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Важнейшие различия спектров звёзд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий (в особенности линий поглощения), а также в распределении энергии в непрерывном спектре.

В 1893 году немецкий учёный Вильгельм Вин установил, что длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. При этом по мере роста температуры положение максимума смещается в коротковолновую область спектра. Длина волны, которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой соотношением, которое называют законом смещения Ви́на:

Давайте, используя этот закон, определим температуру звезды, если в её спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны равную 230 нм.

Изучение различных типов звёзд показало, что температура большинства из них заключена в пределах от 2000 до 60 000 К кельвинов. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.

Современная спектральная классификация звёзд была создана в двадцатые (20-е) годы двадцатого (ХХ) века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры:

Для запоминания этой последовательности астрономами было придумано мнемоническое правило. В оригинале оно звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов. Итак, звёзды, принадлежащие классу О, являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Типичным представителем данного класса является Хека — Лямбда Ориона.

К классу В относятся звёзды, температура которых колеблется в пределах 10—30 тыс. К. Они имеют голубовато-белый цвет. А типичным представителем класса является звезда Спика, находящаяся в созвездии Девы.

Звёзды белого цвета, с температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Классу F принадлежат звёзды, температура которых лежит в диапазоне 6000—7500 К. Они имеют жёлто-белый цвет. Типичным представителем данного класса является Канопус в созвездии Киля.

Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000—6000 К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше Солнце.

Звёзды, принадлежащие классу К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности заключена в пределах 3500—5000 К. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопаса и Альдебаран в Тельце.

И, наконец, класс М. К нему относятся холодные звёзды с минимальной температурой равной 2000—3500 К. Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона.

По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р. А буквой W или WR стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.

В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y. Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года.

К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой 300—500 К.

Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.

Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения.

Ещё 1842 году Кристиан Доплер, наблюдая за волнами на воде, обнаружил, что при движении источника волн происходит изменение частоты и, соответственно, длины волны излучения, воспринимаемое наблюдателем.

Давайте поясним это на простом примере. Представьте, что вы стоите на остановке и ждёте автобус. Где-то вдалеке от вас слышится звук сирены, например машины скорой помощи. По мере её приближения к вам частота звуковых волн, издаваемых сиреной, будет увеличиваться. Как следствие, вы будете слышать её более высокий тон. Происходит это из-за того, что за время испускания одного пика волны́ от сирены до следующего машина успеет проехать некоторое расстояние в вашу сторону. Из-за этого источник каждого следующего пика волны будет ближе, а волны будут достигать ушей чаще. Когда же машина будет проезжать рядом с вами, вы услышите тот тон, который издаёт сирена на самом деле. В дальнейшем, по мере удаления машины, тон сирены будет становиться более низким из-за уменьшения частоты звуковых волн.

То же самое происходит и с электромагнитными волнами. При уменьшении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны её излучения уменьшается и соответствующая линия в спектре смещается к фиолетовому концу спектра. И наоборот, при удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную часть спектра.

Это явление получило название эффекта Доплера, согласно которому зависимость разности длин волн от скорости источника по лучу зрения и скорости света выражается формулой:

В этой формуле — это длина волны спектральной линии для неподвижного источника, а — в спектре движущегося источника. Соответственно, — это скорость источника (в нашем случае звезды), а — скорость света в вакууме.

Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов. Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё Йеркская классификация, которая учитывает светимость звёзд. Иначе её называют МКК — по первым буквам фамилий учёных: Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман.

С учётом двух классификаций наше Солнце имеет спектральный класс G2V.

В заключение отметим, что ещё в начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Они задались вопросом: «Что будет, если выстроить звёзды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от их светимости (или абсолютной звёздной величины), а по вертикальной — от температуры (спектрального класса)?»

Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющую многие загадки. Так и случилось. Если светимость звезды будет расти по Y снизу вверх, а температура по оси Х — справа налево, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности.

Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется так называемая Главная последовательность — ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.

В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно низкая — на это указывает их красный цвет. Они образуют последовательность красных гигантов.

В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.

Под главной последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца.

Полученная диаграмма называется диаграммой «спектр — светимость» или диаграммой Герцшпрунга — Рассела.

Наш вам совет: держите в голове эту диаграмму. Она не сложная для понимания, но имеет огромное значение в эволюции звёзд.

Источник