- •Ответы на билеты по ксе.
- •Естествознание как отрасль научного познания
- •Понятие науки и критерии научности.
- •Классификации наук
- •Роль естествознания в современной культуре.
- •Естественнонаучные знания Древнего Востока
- •Первые цивилизации и предпосылки возникновения научных знаний.
- •Характерные черты восточной преднауки.
- •Достижения народов Древнего Египта, Месопотамии, Индии, Китая в математике, астрономии, химии, медицине.
- •Античное естествознание. Физика
- •Ранняя греческая натурфилософия: милетская школа, пифагорейцы, атомистика Демокрита.
- •Учение о материи и теория движения Аристотеля.
- •Статика и гидростатика Архимеда (понятия центра тяжести, теория рычага, закон плавания тел).
- •Оптика Евклида
- •Античное естествознание. Астрономия
- •Работы Гиппарха: теория движения Солнца и Луны, открытие прецессии, метод параллакса, классификация и каталогизация звезд.
- •Геоцентрическая теория движения планет Птолемея: постулаты, математический аппарат, историческое значение.
- •Естествознание в эпоху Средневековья
- •Достижения арабов в математике, астрономии, оптике, медицине (Аль-Бируни, Авиценна и другие).
- •Университетская наука Западной Европы.
- •Зарождение экспериментального метода (Оксфордская школа).
- •Анализ механического движения (Парижская школа).
- •Арабская и европейская алхимия: теория и практика.
- •Естествознание в эпоху Возрождения
- •Ренессансный переворот в мировоззрении.
- •Великие географические открытия и развитие наук о Земле.
- •Революция в астрономии: гелиоцентрическая теория Коперника и её историческое значение.
- •Математика и механика (Тарталья и другие).
- •Науки о живом: анатомия, медицина, биология (Везалий, Парацельс и другие).
- •Естествознание XVII века. Механика
- •Понятие инерциальной системы отсчета. Принципы инерции, относительности и суперпозиции.
- •Законы падения тел и колебания маятника.
- •Работы Ньютона: 1-й, 2-й, 3-й законы динамики.
- •Закон всемирного тяготения и принцип дальнодействия.
- •Естествознание XVII века. Астрономия
- •Возникновение оптической астрономии и открытия Галилея.
- •Борьба за утверждение гелиоцентризма
- •Небесная механика Ньютона: анализ центростремительного ускорения Луны, 1-я и 2-я космические скорости, траектории движения спутников.
- •Естествознание XVIII века. Физика и астрономия
- •Развитие принципов механицизма: флюидные теории теплоты, электричества, магнетизма.
- •Оптика: корпускулярная и волновая теории света.
- •Электростатика и гальваника (Франклин, Кулон, Вольта).
- •Звездная и галактическая астрономия (Гершель).
- •Небулярная теория Канта-Лапласа.
- •Естествознание XVII-XVIII веков. Химия и биология
- •Становление научной химии в работах Бойля и Лавуазье.
- •Проблема горения: флогистонная и кислородная теории.
- •Естествознание XIX века. Термодинамика
- •Теория тепловых машин Карно, понятие кпд.
- •Открытие закона сохранения и превращения энергии (Майер, Джоуль, Гельмгольц).
- •Гипотеза тепловой смерти Вселенной.
- •Электромагнитная индукция и теория поля Фарадея-Максвелла.
- •Принцип близкодействия.
- •Эксперименты Герца и открытие электромагнитных волн.
- •Концепция мирового эфира.
- •Естествознание XIX века. Химия и биология
- •14. Специальная (сто) и общая (ото) теории относительности
- •15. Квантовая механика (физика атома)
- •16. Физика атомного ядра
- •17. Физика элементарных частиц
- •18. Планетология
- •19. Астрофизика
- •20. Галактическая астрономия и космология
- •21. Молекулярная биология
- •22.Генетика
- •23. Биоэволюция
- •24. Антропология
- •25. Постнеклассическое естествознание XXI века
19. Астрофизика
.
Спектральные классы и другие характеристики звёзд.
Звезды изучаются по электромагнитному излучению, доходящему до Земли.
Классификация звезд:
1) по спектру
-
Класс
Цвет
T (температура)
M (есть подклассы M1, M2…)
красные звезды (красные гиганты, красные карлики)
3500 K (самая низкая)
K
оранжевые
до 5000 K
относительно небольшие размеры
G
желтые (например, Солнце: класс G, подкласс 2)
до 6000 К
F
светло-желтые
до 8000 K
А
белые (например, Сириус)
до 10000 K
крупных размеров
B
бело-голубые (Денеп, Вега)
до 20000 K
гиганты
O
голубые (например, Антарес)
до 40000 K
сверхгиганты
Есть прямая зависимость между спектральными классами и температурой (например, если нагревать железо, оно меняет цвета: малиновое оранжевое красное белое).
2) светимость (L) – важная характеристика звезды (яркость, блеск, т.е. мощность излучения):
(Вт), где T – температуры звезды;
σ – постоянная Больцмана ( ).
Светимость звезды растет пропорционально квадрату ее радиуса и еще больше растет от температуры (поэтому самые горячие (голубые) звезды – очень яркие объекты).
3) размер и масса: есть некоторые звезды, которые по размеру превышают Солнце в сотни раз, а по массе – в десятки раз (т.к. большие звезды имеют малую плотность).
mmin≈ 0,1 m
mmax≈ 40-50 m
Светимость имеет определенную зависимость от массы: L ~ m4 (пропорциональна).
4
- с массой прямая связь: чем больше водорода, тем больше горючего (тем больше живет).
- со светимостью обратная связь: чем быстрее расходует энергию, тем меньше время жизни.
) время жизни (t) – тоже большой разброс (от миллионов до миллиардов лет); долго живут не большие звезды, а звезды небольших размеров.
чем больше размеры, тем меньше живет звезда.
Например: m=2 m . Найти t
t ≈1016 лет t =2-3=1/8 t =1,25 млрд. лет.
5) плотность:
- красные гиганты ρ=10-3 кг/м3
- белые карлики ρ=1010-1011 кг/м3 (10-100 млн.тонн/м3) – ядра упакованы «ядро к ядру».
Д иаграмма Герцшпрунга-Рессела – показывает взаимосвязь светимости и спектрального класса звезд.
♦ по горизонтальной оси отложены спектральные классы (или температуры) звезд, а по вертикальной - светимости L (или абсолютные звездные величины звезд M);
♦ каждой звезде соответствует точка диаграммы;
♦ точки на диаграмме группируются в пределах нескольких областей, названных последовательностями;
♦ подавляющее большинство звезд (>90%) принадлежит главной последовательности (в т.ч. и Солнце), растянувшейся из верхнего левого угла практически по диагонали к левому нижнему углу (чем горячее относящиеся к ней звезды, тем большую светимость они имеют);
♦ в правом верхнем углу - сверхгиганты, гиганты - между главной последовательностью и сверхгигантами; ниже главной последовательности и параллельно ей - субкарлики (содержание металлов гораздо ниже, чем у звезд главной последовательности), в левом нижнем углу - белые карлики (светимость меньше солнечной в сотни раз).
♦ диаграмма показывает, что звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольную светимость и, наоборот, звезды с определенной светимостью не могут иметь любую температуру; отражает важную закономерность в мире звезд, основываясь на которой астрономы исследуют эволюцию звезд.
Связь между массой звезды и ее светимостью:
На диаграмме по одной оси отложены массы звезд, а по другой их светимости (или абсолютные звездные величины). Из диаграммы видно, что, чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды (L ~ m4).
Длина Джинса и теория звездообразования.
Процесс звездообразования – непрерывный процесс во Вселенной, в основе которого лежит гравитационная конденсация.
- плотности молекул водорода (H2) не могут быть везде одинаковы (флуктуации – неравномерности) ;
- вещество начинает притягиваться к центу массы (как лепить снеговика), этот процесс может занимать десятки и сотни тысяч лет;
- образуется протозвезда – уплотненная сфера из молекул H2.
Формула Джинса:
L – длина, на которую должны сблизиться молекулы, чтобы начался процесс гравитационной конденсации;
u – местная скорость звука в среде;
G – гравитационная постоянная Ньютона;
Ρ – плотность газа.
высокая плотность (сотни кг/м3)
сжатие газа гравитационными силами t˚ возрастает (в центре – быстро возрастает)
Когда t˚ достигает критической величины (T=1010K), начинаются реакции термоядерного
синтеза.
Теория звездного нуклеосинтеза (Эддингтон, Бете).
Реакции термоядерного синтеза были открыты А. Эддингтоном (20-е гг. XX в.) и У. Бете (30-е гг.).
♦ реакции водородного цикла (процессы, происходящие в ядре молодой звезды):
(нейтрино) - первичная реакция синтеза
(гамма-квант)
Речь идет о ядрах, а не атомах (T=1010 K, это горячая водородная плазма, электроны сорваны, они сами по себе, ядра сами по себе).
♦ при термоядерном синтезе выделяется огромная энергия
длительный процесс
♦ после того, как бо́льшая часть H2 превратилась в He, происходят:
… Si… Fe… Ni (могут синтезироваться более тяжелые элементы)
Все химические элементы, кроме водорода и части гелия, образовались в ядрах звезд (потом звезды угасли (взорвались), а это вещество пошло на образование новых звезд, планетных систем).
энергия начинает поглощаться
Более тяжелые элементы образовались посредством реакций электронного захвата.
Эволюция звезд. Нестационарные звезды: цефеиды, новые, сверхновые, нейтронные звёзды (пульсары). Радиус Шварцшильда и черные дыры.
Судьба и эволюция звезды зависит от ее массы.
Сценарии:
1) m ≤1,4 m (порог Чандрасекхара): эволюция звезды протекает спокойно: выжигается H2 звезда краснеет, превращается в красный гигант фотосфера отрывается от звезды, рассеивается в пространстве, остается сверхгорячее ядро (белый карлик), T=1млрд.К, в течение миллиарда лет белый карлик будет остыватькрасныйчерный карлик (звезда потухнет);
2) 1,4 m < m < 3m : после израсходования H2происходит гравитационный коллапс (звезда резко сжимается)
выделение энергии (когда H2 заканчивается, энергия перестает выделяться, а гравитационные
силы не уменьшаются)
силы гравитации, стремятся сжать звезду
Резкое падение материи к центру – возникает сверхмощная ударная волна приводит к взрыву звезды (вещество разбрасывается с гигантской скоростью), светимость звезды при этом может возрастать в миллионы раз (это взрыв сверхновой: 1054 г., 1572 г., 1604 г.).
На месте взрыва сверхновой образуется нейтронная звезда (по сути, это ядро сверхновой)
- d=20-30 км при массе в одну солнечную;
- ρ=1018 кг/м3;
- T = 1 млрд. К;
- электроны взаимодействуют с протонами: (нейтрализация)
- обладают сверхмощным магнитным полем и быстро вращаются вокруг своей оси:
радиоизлучение
1967 г. – открытие первого пульсара
Пульсар – нейтронная звезда, которая видна с Земли под определенным углом
(это источник разных видов излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков).
Известно не менее 500 пульсаров; существуют недолго.
3) m > 3m : в результате коллапса из звезды образуется черная дыра
- классический закон Всемирного тяготения
- в теории относительности
- радиус Шварцшильда (гравитационный радиус черной дыры): размер, до которого нужно сжать тело, чтобы оно стало черной дырой (для Солнца – Rg=3 км (R =700 тыс. км), для Земли – Rg=1см).
; если r=Rg, то (для черной дыры поэтому черная дыра не выпускает из себя ничего, сила тяготения становится очень большой).
Существует гипотеза об испарении черных дыр (Я. Зельдович, С. Хокинг).
Также существуют гигантские черные дыры в центрах галактик, их масса – миллион солнечных масс, они существуют очень долго.
Новые звезды («новые») - звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 100 раз; дают до сотни вспышек за год, но видеть удается только одну-две из них
Сверхновые звезды («сверхновые») - звезды, светимость которых при вспышке увеличивается на десятки порядков в течение нескольких суток; в максимуме блеска сверхновая сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её; их можно регистрировать из очень далёких галактик; во время вспышки сверхновой выделяется огромнейшая энергия; производят наиболее мощные взрывы.
Цефеиды – класс пульсирующих звезд, у которых есть четкая зависимость между периодом пульсации и светимостью (блеском); период блеска от нескольких часов до суток; радиус почти в 30 раз больше солнечного; по ним можно определить, на каком расстоянии находится далекий объект).