58823

Подвійні зорі. Фізичні змінні зорі

Конспект урока

Педагогика и дидактика

Мета уроку: дати загальні уявлення про подвійні та фізичні змінні зорі їхні фізичні характеристики та процеси що в них проходять; про метод цефеїд визначення відстаней до галактик; розвивати вміння робити висновки; виховувати в учнів інтерес до астрономії; формувати науковий світогляд.

Украинкский

2014-04-30

68.5 KB

11 чел.

Відділ освіти Мостиської районної державної адміністрації

Крукеницький ліцей при Національному лісотехнічному університеті України Мостиської РР Львівської обл.

Методична розробка уроку

з астрономії  в 11 класі

(з використанням інформаційних технологій)

вчителя фізики та астрономії

Лещука Романа Євгенійовича


Тема
 Подвійні зорі. Фізичні змінні зорі

Мета уроку: дати загальні уявлення про подвійні та фізичні змінні зорі, їхні фізичні характеристики та процеси що в них проходять;  про метод «цефеїд» визначення відстаней до галактик; розвивати вміння робити висновки; виховувати в учнів інтерес до астрономії; формувати науковий світогляд.

Наочність: комп’ютер, мультимедійний проектор, презентація Power Point.

Хід уроку

І. Організаційний момент

Привітання.

ІІ. Актуалізація опорних знань

(Фронтальне опитування з використанням мультимедійної презентації)

ІІІ. Вивчення нового матеріалу

(Фронтальна бесіда з використанням презентації Power Point)

План вивчення нової теми

  1.  Фізичні подвійні зорі.
  2.  Затемнювано-подвійні зорі.
  3.  Спектрально-подвійні зорі.
  4.  Тісні подвійні системи.
  5.  Фізичні змінні зорі.
  6.  Пульсуючі змінні зорі – цефеїди.
  7.  Нові зорі.
  8.  Наднові зорі.
  9.  Пульсари.

Фізичні подвійні зорі. Деякі зорі виявляються лише оптично-подвійними, тобто близькість таких двох зір є результатом випадкової проекції їх на небо. Насправді в просторі вони далекі одна від одної. А якщо під час спостереження з'ясовується, що вони утворюють єдину систему і обертаються під дією взаємного притягання навколо спільного центра мас, то їх називають фізичними подвійними.

Подвійні зорі називаються візуально-подвійними, якщо їхню подвійність можна помітити під час безпосередніх спостережень у телескоп. Прикладом візуально-подвійної зорі, видимої навіть неозброєним оком, є ζ Великої Ведмедиці, друга зоря від кінця «ручки» її «ковша». При нормальному зорі зовсім близько біля неї видно другу слабку зірочку, її помітили ще стародавні араби й назвали Алькор (Вершник). Яскравій зорі вони дали назву Міцар.

Системи з кількістю зір n 3 називаються кратними. Так, у бінокль видно, що ε Ліри складається з двох однакових зір 4-ї зоряної величини, відстань між якими 3'. При спостереженні в телескоп ε Ліри — візуально-четверна зоря.

Затемнювано-подвійні зорі. При взаємному обертанні компоненти подвійної системи можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, за назвою свого типового представника β Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме (положення 1 і 3). Решту часу в проміжках між затемненнями вона майже стала і тим довша, чим коротша тривалість затемнень і чим більший радіус орбіти. Якщо супутник великий, але сам дає мало світла, то сумарна яскравість системи зменшується зовсім ненабагато, коли яскрава зоря заступає супутник.

Стародавні араби назвали β Персея Алголем (перекручене ель ґуль), що означає «диявол». Можливо, вони помітили його дивну поведінку: протягом 2 днів 11 год яскравість Алголя стала, потім за 5 год вона слабшає від 2,3 до 3,5 зоряної величини, далі за 5 год яскравість повертається до попереднього значення.

Спектрально-подвійні зорі. Якщо компоненти подвійної зорі при взаємному обертанні підходять близько один до одного, то навіть у найсильніший телескоп їх не можна бачити нарізно. В цьому разі подвійність можна виявити за спектром. Такі зорі називатимуться спектрально-подвійними. Через ефект Доплера лінії в спектрах зір зміщуватимуться в протилежні боки (коли одна зоря віддаляється від нас, інша наближається). Зміщення ліній змінюється з періодом, що дорівнює періоду обертання пари. Якщо яскравості й спектри зір, які становлять пару, подібні, то в спектрі подвійної зорі спостерігається періодично повторюване роздвоювання спектральних ліній. У зорі, яка наближається, спектральної лінії зміщуються до синього кінця спектра, а в тієї, що віддаляється.— до червоного. Якщо одна із зір світиться слабо, то буде видно лінії тільки другої зорі, що періодично зміщуються.

Взагалі подвійність зір — дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30 % усіх зір, очевидно, подвійні.

Тісні подвійні системи. Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називаються тісними подвійними системами. За тісного розташування зір частинки газу починають належати не окремомому компоненту, а системі в цілому. Починається процес обміну речовиною між зорями. Якщо одна зоря розширюється, перетворюючись у червоного гіганта, то її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворючи навуоло неї широкий диск. Речовина гальмується, нагрівається, починає світитися, і зрештою осідає на  поверхню «сусідки», збільшуючи її масу і температуру.

Фізичні змінні зорі. У наш час відомі десятки тисяч фізичних змінних зір, у яких реально змінюється їхня світність. Причому в одних вона змінюється строго періодично, а в інших - з часто порушуваною періодичністю або навіть безсистемно).

Отже, зміна розміру й температури спричиняє зміну світності зір. Тому для всіх фізичних змінних зір типово, що разом із зміною світності відбуваються ті чи інші зміни в спектрі, тобто в стані їх атмосфери.

Пульсуючі змінні зорі – цефеїди.  З періодичних змінних зір особливий інтерес становлять ц е ф е ї д и. Це білі або жовтуваті зорі. Свою назву вони дістали за типовим представником - зорею δ Цефея. Період її змінності 5,37 доби й амплітуда зміни яскравості від 4,6 до 3,7 зоряної величини. Амплітуди зміни яскравості цефеїд становлять не більш як 1,5 зоряної величини при періодах від десятків хвилин до кількох десятків діб.  Цей період у  них багато років незмінний з точністю до часток секунди.

Із зміною температури дещо змінюється й спектральний клас цефеїд. Причина цього в тому, що цефеїди - пульсуючі зорі. Вони періодично розширюються і стискуються. Стискання зовнішніх шарів спричиняє їх нагрівання.

Цефеїди поділяють на дві групи: короткоперіодичні з періодами, меншими за 1 добу, і класичні з періодами, більшими за 2 доби. Перші з них гарячіші й мають однакову абсолютну величину М = 0,5.

Класичні цефеїди холодніші й мають незвичайну особливість. Це надгіганти, і їхня світність тим вища, чим більший період зорі. Цефеїди, які найповільніше змінюються, найяскравіші. При періоді близько 50 діб їхня світність в 10000 раз більша, ніж у Сонця. Встановивши світність цефеїди за періодом зміни її яскравості, що легко визначається безпосередніми спостереженнями навіть у найслабших цефеїд, можна обчислити абсолютну зоряну величину М і, порівнявши її з видимою зоряною величиною m. визначити відстань до зорі за формулою lg r = 0,2 (m -М)+1,

Тому залежність світності від періоду цефеїд надзвичайно важлива для визначення відстаней і розмірів нашої зоряної системи.

Яскраві цефеїди-гіганти нам видно, як маяки Всесвіту, здалеку.

Нові зорі.   Назва   «нові   зорі»  збереглася  з  давніх  часів за зорями, які вважалися справді новими. Зібрані колекції фотографій показали, що так звана нова зоря насправді існувала й раніше, але раптом спалахнула, внаслідок чого її яскравість за короткий час збільшилася в десятки тисяч разів. Після спалаху зоря поступово повернулася до попереднього стану. Амплітуда зміни яскравості нових зір становить  від 7 до 14 зоряних величин, тобто їх світність може змінюватися в 400000 раз. Можливо, що в нових зір спалахи повторюються з проміжками в тисячі років. Яскраві нові зорі, які в максимумі досягали першої зоряної величини, спостерігалися рідко, наприклад у 1901, 1918, 1925 рр.

Спалах нової зорі відбувається звичайно за кілька днів, а повернення до попередньої світності триває роками й супроводжується коливаннями яскравості.

Зміни в спектрі нової зорі показали: яскравість зорі збільшується тому, що роздувається фотосфера - зростає її поверхня. У момент максимуму світності діаметр нової зорі більший за діаметр земної орбіти. У момент найбільшої яскравості із зорі зривається зовнішній шар і з швидкістю близько 1000 км/с розширюється в навколишній простір.

Як нові спалахують лише деякі дуже гарячі зорі помірних світностей, причому всі нові зорі, очевидно, є подвійними.

Наднові зорі. Деякі особливі зорі, невидимі раніше, несподівано спалахують і згасають подібно до нових зір.

Проте в максимумі світності вони бувають у тисячі разів яскравішими, ніж нові зорі, їх називають надновими зорями. Швидкість викидання газів з них також у багато разів більша, ніж у звичайних нових зір.

Внаслідок колосальної світності, яка в максимумі перевищує в десятки тисяч разів світність найяскравіших звичайних зір, ми бачимо наднові зорі на величезних відстанях від нас, в інших зоряних системах. Для оцінки цих відстаней вимірюють яскравість наднових зір. Спалахи наднових зір відбуваються надзвичайно рідко - у середньому один спалах за кілька десятиліть або століть у системі, де налічуються мільярди зір.

Ще до винайдення телескопа в нашій зоряній системі спостерігалося кілька зір, які безсумнівно були надновими. На місці, де одна з них спалахнула в 1054 р. в сузір'ї Тельця, знаходиться туманність, названа Крабоподібною. Вона містить іонізований газ у вигляді прожилок, які пронизують її основну аморфну масу. Порівнявши фотографії різних років, з'ясували, що туманність розширюється зі швидкістю 1 000 км/с, її розширення почалося з моменту спалаху наднової зорі. Газ, що утворив туманність, вона викинула під час спалаху. Пізніше виявилось, що Крабоподібна туманність - одне з найпотужніших джерел радіовипромінювання. Воно спричинене тим, що магнітне поле туманності гальмує породжені під час вибуху зорі електрони, які рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Таке радіовипромінювання електронів у магнітному полі називається нетепловим, або синхротронним. Крабоподібна туманність виявилася також одним з найпотужніших космічних джерел рентгенівських променів.

На місці спалахів інших «близьких» наднових зір також виявлено туманності, що випромінюють радіохвилі й розширюються.

Спалахи наднових зір - найграндіозніші й найрідкісніші з катастроф, що відбуваються з небесними тілами.

Пульсар. Пульсар - космічне джерело електромагнітного випромінювання, що реєструється на Землі у вигляді імпульсів - сплесків, які періодично повторюються.

Перший пульсар відкрили Джоселін Белл і Ентоні Х'юїш у 1967. Джерелом імпульсів вважається нейтронна зоря з сильним магнітним полем, яка обертається і має вузько спрямоване випромінювання.

Більшість пульсарів спостерігаються у радіодіапазоні. В наш час відомо більш 1000 пульсарів. Згідно з сучасними теоріями – пульсар  є кінцевою стадією еволюції одиночної масивної зорі.

ІV. Закріплення та систематизація знань та умінь.

Робота в групах з підручником  над питаннями:

  •  Чому пульсуючі змінні цефеїди отримали назву «маяків Всесвіту»?
  •  Поясніть якісно, чому енергія ядерних реакцій на поверхні нової зорі викликає скидання оболонки, а енергія ядерних реакцій в ядрі Сонця не призводить до його руйнування?
  •  В яких випадках буде спостерігатися розщеплення ліній в спектрі спектрально-подвійної зоряної системи, а в яких — зміщення? Поясніть.

Обговорення вивчених питань.

V. Підсумки уроку, домашнє завдання.

Оцінювання роботи класу, окремих учнів.

Домашнє завдання: Вивчити  § 22-23, повторити § 21.

Список літератури

  1.  Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І.А.Климишина та А.О.Корсунь.- Львів, 2003.- 548 с.
  2.  Климишин І.А., Крячко І.П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. – К.; Знання України, 2003. – 192  с.
  3.  Костюк А. Уроки астрономії в 11 класі. Посібник для вчителя. – Тернопіль: Підручники і посібники, 2003.- 112 с.

Ресурси Інтернет:

ru.wikipedia.org

uk.wikipedia.org

www.astronet.ru


 

А также другие работы, которые могут Вас заинтересовать

22400. Системы и технологии управления проектированием и жизненным циклом изделия (PDM-, PLM-, CALS-технологии) 147 KB
  Однако попытки использовать имевшиеся в то время СУБД не приводили к удовлетворительным результатам в силу разнообразия типов проектных данных распределенного и параллельного характера процессов проектирования с одной стороны и недостаточной развитости баз данных с другой стороны. Однако они не учитывали или в недостаточной степени удовлетворяли требованиям обеспечения целостности данных управления потоками проектных работ многоаспектного доступа пользователей к данным. Они предназначены для информационного обеспечения проектирования и...
22401. CASE-технологии компьютерного проектирования 94.5 KB
  1 Введение CASEтехнологии; 7.2 CASEсредства.4 Структурный подход к проектированию ИС CASE средствами.
22402. CASE-средства анализа и синтеза проектных решений информационных систем 238 KB
  Взаимодействие блоков друг с другом описываются посредством интерфейсных дуг выражающих ограничения которые в свою очередь определяют когда и каким образом функции выполняются и управляются; строгость и точность. отделение организации от функции т. Методология SADT может использоваться для моделирования широкого круга систем и определения требований и функций а затем для разработки системы которая удовлетворяет этим требованиям и реализует эти функции. Диаграммы главные компоненты модели все функции ИС и интерфейсы на них...
22403. Основные понятия и методология проектирования сложных объектов и систем. Методология системного подхода к проблеме проектирования сложных систем 233 KB
  Сущность процесса проектирования Методология системного подхода к проблеме проектирования сложных систем 1. Сущность процесса проектирования Сущность процесса проектирования заключается в разработке конструкций и технологических процессов производства новых изделий которые должны с минимальными затратами и максимальной эффективностью выполнять предписанные им функции в требуемых условиях [70 71]. Результатом проектирования как правило служит полный комплект документации содержащий достаточные сведения для изготовления объекта в...
22404. Основные понятия и методология проектирования слож 171.5 KB
  План Понятия инженерного проектирования; 2. Цели проектирования; 3. Объекты проектирования; Процессы проектирования.
22405. Введение в математический анализ 1.32 MB
  Числовые множества 1. Числовые множества. Числовые функции Числовые множества. Числовая последовательность и ее предел Числовая последовательность и свойства последовательностей.
22406. Непрерывность функции в точке 383 KB
  Функция f называется непрерывной в точке a если она определена в точке a и ее некоторой окрестности и если существует предел этой функции f при x при x  a и он равен fa т. Функция f называется непрерывной слева в точке a если она определена в точке a и в левой половине некоторой окрестности точки a если левый предел этой функции f при x  a0 существует и равен fa т. Функция f называется непрерывной справа в точке a если она определена в точке a и в правой половине некоторой окрестности точки a если правый предел этой функции...
22407. Дифференцируемость и производные функции 291 KB
  Дифференцируемость и производные функции Приращение аргумента и приращение функции. Понятие функции дифференцируемой в точке. Дифференциал функции. Производная функции.
22408. Производные высших порядков. Формулы Тейлора. Применение производной. Производные и дифференциалы высших порядков 652 KB
  Линеаризация функции. Приближенное вычисление значений функции. Исследование функции с помощью производной. Возрастание и убывание функции на промежутке.