Конспект «Зорі та їх класифікація. Подвійні зорі. Фізичні змінні зорі. Планетні системи інших зір. Нейтронні зорі»

Тема уроку: «Зорі та їх класифікація. Подвійні зорі. Фізичні змінні зорі. Планетні системи інших зір. Нейтронні зорі» (Слайд 1)

Мета уроку: ознайомити учнів із зорею та її класифікацією; розвивати пізнавальні інтереси учнів, цікавість; виховувати цілеспрямованість, творче ставлення до роботи на уроці.

Обладнання: дидактичний матеріал, презентація.

Тип уроку: новий матеріал.

План уроку

1. Організаційна частина. ( 2 хв. )
2. Актуалізація опорних знань. ( 5-7 хв. )
3. Вивчення нового матеріалу. ( 25-30 хв. )
4. Закріплення вивченого матеріалу. ( 5-7 хв. )
5. Домашнє завдання. ( 1 хв. )

ХІД УРОКУ

1. Організаційна частина.

Заходжу до класу, вітаюся з учнями, перевіряю присутність.

2. Актуалізація опорних знань

Вч.: Що таке Сонце?

Учні: Сонце ‒ центральне світило у Сонячній системі. Сонце ‒ типова жовта зоря серед багатьох мільярдів інших, що населяють нашу Галактику. Сонце ‒ єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї властивості порівняно з іншими зорями добре вивчені.

Вч.: Сонячна корона ‒ це …

Учні: Найпротяжніший шар сонячної атмосфери ‒ сонячна корона.

Вч.: Що таке факели?

Учні: Ділянки з підвищеною яскравістю ‒ факели.

Вч.: Що таке плями?

Учні: Ділянки із зниженою яскравістю ‒ плями.

 Декілька слів про новини з астрономії.

3. Вивчення нового матеріалу.

Від середини XIX ст. до кінця XX ст. було визначено паралакси більш ніж 100 000 об'єктів, тобто встановлено характеристики кожної мільйонної зорі з усіх, що населяють нашу Галактику. На основі методу річного паралаксу астрономи розробили близько десяти інших методів визначення відстаней, а отже, і основних фізичних параметрів зір. Серед них ‒ широковживаний метод типового представника, суть якого ось у чому.

Світності, радіуси і температури зір. Дослідження багатьох тисяч об'єктів зоряного неба привели до висновку, що за своєю світністю зорі істотно відрізняються між собою. Одні з них мають світності у сотні, тисячі чи навіть мільйони разів більші від світності Сонця, а інші, навпаки, у сотні, тисячі й навіть сотні тисяч разів менші за неї. Найбільшу світність у Галактиці має зоря Н093129А з комплексу Т в сузір'ї Кіля ‒ вона світиться як мільйон наших Сонць. З іншого боку, світність найближчої до Сонця зорі Проксіми Кентавра (Слайд 2) становить лише . Тільки 18 000 таких Проксім, разом узятих, будуть світити як наше Сонце. Як виявляється, у Галактиці зір з малими і дуже малими світностями в десятки разів більше, ніж таких, як Сонце, і в тисячі разів більше, ніж потужних зір, світності яких перевищують сонячну. Із 40 найближчих до нас зір лише три мають світність більшу за сонячну.

Те ж саме можна сказати і про розміри зір. Є зорі-гіганти і надгіганти, радіуси яких у сотні й тисячі разів перевершують сонячні. І навпаки, є зорі-карлики, радіуси яких у десятки і сотні разів менші від К. А радіуси нейтронних зір становлять лише 10-30 км.

Температура більшості зір знаходиться в межах від 2 500 К до ЗО 000 К, хоча відомі й такі зорі, для яких вона менша або більша вказаних меж.

Спектри і спектральна класифікація зір. (Слайд 3) Вже при першому знайомстві з зоряним небом привертає увагу відмінність зір за їхніми кольорами. Набагато сильніше ця відмінність проявляється при розгляданні спектрів. Як правило, зорі мають неперервний спектр, на який накладаються спектральні лінії, частіше за все поглинання, але в спектрах деяких зір видно і яскраві лінії випромінювання.

Найважливіші відмінності спектрів зір полягають у кількості та інтенсивності спектральних ліній, а також у розподілі енергії в неперервному спектрі.

Як виявилося, серед сотень тисяч зір важко знайти хоча б дві, спектри яких були б однаковими. І все ж, якщо нехтувати дрібнішими відмінностями, ці спектри можна поділити на декілька спектральних класів. Загальновживаною є Гарвардська класифікація, створена в Гарвардському університеті в США. Спектральні класи в цій класифікації позначено літерами латинського алфавіту в такому порядку: R-N ІО-B-A-F-G-K-M ІS

Причому всередині кожного класу введено поділ на 10 підкласів, які позначаються цифрами від 0 до 9, цифри ставляться після букви (наприклад, AO, А1....А9, FQ...). Так утворюється плавна послідовність підкласів.

Класи О, В, А названо гарячими, або ранніми, класи F і І ‒ сонячними, К, М ‒ холодними або пізніми.

Для запам'ятовування послідовності спектральних класів придумано декілька жартівливих фраз, як ось англійською мовою: «Oh Be A Fine Girl Kiss Ме», (Слайд 4) або українською: «Обидва Фазани Жовтим Кольором Мазані Рядком Надуті Сидять».

Основним критерієм спектральної класифікації є інтенсивність атомних спектральних ліній і молекулярних смуг. Фізичне обґрунтування спектральної класифікації полягає в тому, що вона фактично є температурною класифікацією. Тобто зовнішній вигляд спектра залежить від температури на поверхні зорі, і при переході від пізніх спектральних класів до ранніх температури збільшуються.

Водночас спектральна послідовність є і послідовністю кольору, адже різний колір зір також залежить від температури. За різних температур максимум інтенсивності неперервного спектра припадає на різні його ділянки. Якщо максимум випромінювання зорі знаходиться у червоній частині спектра, то її колір буде червоним, якщо у блакитній ‒ блакитним. А якщо зоря випромінює з однаковою інтенсивністю весь неперервний спектр, то її колір буде білим. Тому навіть без фотометричних вимірів, тільки за зовнішнім виглядом спектрограми зорі, як кажуть, «на око», можна оцінити її температуру.

Діаграма спектр-світність. (Слайд 5-6) Датський астроном Е. Герцшпрунг і дещо пізніше американський астрофізик Г. Рессел у 1905-1913 pp. виявили існування залежності між виглядом спектра (тобто температурою) і світністю зір.

Ця залежність ілюструється графіком, по одній осі якого відкладають спектральний клас, а по другій ‒ абсолютну зоряну величину. Такий графік названо діаграмою спектр-світність або діаграмою Герцшпрунга-Рессела (ГР). Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світність, а замість спектральних класів ‒ температуру.

На 1 000 зір головної послідовності припадає один гігант, а на 1 000 гігантів ‒ один надгігант. Паралельно головній послідовності, але дещо нижче від неї, розташована послідовність субкарликів. Від зір головної послідовності вони відрізняються значно меншим вмістом металів.

І нарешті, в лівому нижньому куті діаграми розташовані білі карлики ‒ група зір, світності яких у сотні разів менші від сонячної. Тут перебуває близько 10 % загальної кількості зір із околиць Сонця.

Ключ до розуміння діаграми ГР було знайдено тоді, коли з'ясувалося, що місце, яке займає зоря на головній послідовності, залежить від її маси.

Звернімо увагу на цікаву обставину: зорі однакового спектрального класу, і отже й температури, на діаграмі ГР розташовуються в різних її точках. Є зорі класу М, які знаходяться на діаграмі високо, тобто мають великі маси, і є зорі того ж класу, але розташовані в самому низу головної послідовності, тобто мають маленькі маси. Перші з них належать до надгігантів, а другі до карликів.

Яким же чином можна відрізнити перші від других, якщо вони мають однакову температуру поверхні та схожі спектри? Належність зорі до гігантів чи карликів визначається за зовнішнім виглядом одних і тих же спектральних ліній, адже у гігантів і карликів вони дещо різняться за інтенсивністю і шириною. Порівнюючи інтенсивності ліній певних елементів, досить просто виявити, яка ця зоря ‒ карлик чи гігант.

Моделі зір. Про внутрішню будову зір можна дізнатись тільки шляхом розрахунків і подальшим порівнянням їх зі спостережними даними. Якщо для будь-якої зорі відомі маса і радіус, то можна отримати уявлення про фізичні умови в її надрах тим же шляхом, як це було зроблено для Сонця. З'ясувалося, що при переміщенні вгору вздовж головної послідовності радіуси й температури в надрах зір зростають. Залежно від того змінюється й характер термоядерних реакцій у їхніх надрах.

У зорях пізніх спектральних класів G, К, М, як і в Сонці, виділення ядерної енергії відбувається внаслідок реакції протон-протонного циклу. В гарячих зорях ранніх спектральних класів О, В, А температура в надрах яких вища і становить десятки мільйонів К, головну роль у перетворенні водню на гелій відіграє вуглецево-азотний цикл, що дає значно більше енергії. Цим і пояснюється їхня велика світність.

Таким чином, слід чекати, що зорі на різних ділянках діаграми ГР, мають різну будову, що підтверджується розрахунками.

Згідно з розрахунками у зорях верхньої частини головної послідовності внаслідок дуже інтенсивного виділення енергії випромінювання не здатне винести з надр усю енергію, яка утворилась. А тому в зорях, маса яких становить більше ніж , енергію переносить сама речовина, яка починає перемішуватись у центральних районах. На відміну від Сонця, де існує променисте ядро, в таких зорях виникає центральна конвективна зона, розміри якої становлять близько чверті її радіуса. Шари, що оточують центральну конвективну зону, аж до фотосфери, перебувають у стані променистої рівноваги, як це має місце на Сонці у відповідній зоні.

Зорі нижньої частини головної послідовності за своєю будовою подібні до Сонця, тобто мають променисте ядро, зону променистої рівноваги і конвективну зону. Що холодніша зоря, то протяжніше у неї конвективна зона.

Вкрай неоднорідну структуру мають червоні гіганти. З вигоранням водню в центральних зонах зорі область енерговиділення поступово зміщується на периферію. Внаслідок цього утворюється тонкий шар, де тільки і може відбуватись воднева реакція. Цей шар ділить зорю на дві істотно різні частини: внутрішню («гелієве ядро»), де реакції не відбуваються з причини відсутності водню, і зовнішню потужну конвективну зону, де водень є, але реакції не відбуваються через низьку температуру.

Подвійні зорі (Слайд 7)

Загальні характеристики. Вивчаючи зоряне небо, можна помітити, що є багато зір, розташованих близько одна від одної. Насправді більшість із них рознесені в просторі на великі відстані і лише проектуються на близькі точки небесної сфери. Такі зорі називають оптично подвійними.

На відміну від них фізичними подвійними або кратним и називаються системи зір, які під дією сил взаємного тяжіння обертаються навколо спільного центра мас.

Кратні системи налічують від двох до десяти компонентів. За їхньої більшої кількості говорять про зоряне скупчення. У Галактиці близько половини зір об'єднані в кратні системи. Якщо компоненти кратної зорі видно в телескоп нарізно, то її називають візуальною кратною зорею.

Компоненти подвійних зір рухаються відповідно до законів Кеплера: обидві зорі описують у просторі подібні (тобто з однаковим ексцентриситетом) еліптичні орбіти навколо спільного центра мас. Атому визначення періоду обертання візуально-подвійних зір за відомої відстані до них дозволяє визначити їхні маси.

Іноді різниця зоряних величин компонентів така велика, що побачити близький супутник поряд з яскравою зорею дуже важко, а то й неможливо. Та все ж і в цьому випадку можна виявити подвійність. Замість рівномірного прямолінійного руху небосхилом яскравий компонент буде періодично відхилятись від прямолінійної траєкторії то в один, то в інший бік, бо по прямій рухається тільки центр маси системи. Такі відхилення будуть тим більшими, чим більша маса невидимого супутника.

У наш час відомі десятки тисяч візуально-подвійних зір.

Головну зорю у кратній системі позначають літерою А, супутник ‒ літерою В, якщо є третій компонент - літерою С тощо. Типовою кратною зорею є а Кентавра (Таліман), яку з території України не видно. У цій системі дві зорі спектрального класу G2 і К5 обертаються навколо спільного центра мас за 80,1 року на відстані 25 а. о., а третій компонент ‒ холодний червоний карлик класу М - рухається навколо них на відстані 50 000 а. о. з періодом у 10 000 років. В сучасну епоху ця маленька зоря ‒ Проксіма ‒ знаходиться до нас найближче.

Затемнювано-подвійні зорі. Площини, в яких подвійні зорі обертаються навколо спільного центра мас, орієнтовані довільно відносно центра Галактики. Відомо понад 3 000 систем, для яких Земля перебуває у площині їхнього взаємного руху або недалеко від неї. У цих випадках спостерігаються періодичні затемнення одного компонента іншим. Зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим, називаються затемнювано-подвійними або затемнювано-змінними.

Момент часу, коли система має найменшу видиму зоряну величину (найбільшу яскравість), названо епохою масимуму, а найбільшу ‒ епохою мінімуму. Різниця зоряних величин у мінімумі та максимумі блиску називається амплітудою, проміжок часу між двома послідовними максимумами чи мінімумами ‒ періодом затемнювано-змінної. Зоря, що має більшу світність ‒ головна, слабкіша ‒ її супутник.

Затемнювано-змінні зорі поділяють на декілька груп або типів.

Найвідоміші серед них ‒ зорі типу Алголя (Р Персея). їхній представник ‒ зоря Алголь (з арабської ‒ «диявольська»), яка спочатку зберігає майже незмінний блиск 2,2т, потім за 5 годин поступово слабшає до 3,4т, а згодом за такий же час збільшує свою яскравість до початкового блиску. Тривалість періоду Алголя Т = 2 доби 20 год. 49 хв.

У спектрах таких зір спостерігається періодичне роздвоєння спектральних ліній відносно середнього положення. Внаслідок ефекту Допплера-Фізо найбільшої величини роздвоєння досягає за максимальної променевої швидкості компонентів: одного ‒ у напрямку до спостерігача (лінії відхиляються у фіолетовий бік спектра), а іншого ‒ від нього (лінії відхиляються у червоний бік спектра). Променева швидкість зорі - це складова її руху вздовж променя зору спостерігача. Зорі, подвійність яких можна встановити тільки за допомогою спектральних спостережень, називаються спектрально-подвійними.

За наявності дуже слабкого компонента у спектрі будуть спостерігатись лінії тільки головної зорі. Роздвоєння ліній не буде, але буде періодичне коливання їх відносно середнього положення. Таким методом, який називається методом променевих швидкостей, можна визначати наявність у системі невидимих супутників, до яких належать і планети. Останніми роками, використовуючи цей метод, астрономи відкрили близько п'яти десятків планет біля зір у радіусі 200 св. р.

Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називають тісними подвійними системами. При цьому істотну роль відіграють припливні взаємодії між компонентами. Під дією припливних сил поверхні обох зір перестають бути сферичними, зорі набувають еліпсоїдальної форми, утворюючи спрямовані один до одного припливні горби на зразок місячних припливів в океанах Землі. Іноді зорі у подвійній системі розташовані так тісно, що можуть навіть дотикатись між собою. За тісного розташування зір прискорення сили тяжіння на поверхні, поверненій до «сусідки», значно зменшується і може впасти до нуля. Тоді частинки газу починають належати не окремому 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, утворюючи навколо неї широкий диск. Речовина у диску гальмується, нагрівається, починає світитись, і зрештою осідає з внутрішньої частини диска на поверхню «сусідки», збільшуючи її масу і температуру.

Фізичні змінні зорі

У 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус у сузір'ї Кита відкрив нову зорю 2т. Деякий час він слідкував за нею, а потім вона зникла. Та несподівано 1609 р. зоря з'явилась на небі знову. Так було відкрито першу змінну зорю, яка дуже сильно змінювала свій блиск: то ставала невидимою для ока, то спалахувала знову. У зоряні атласи вона потрапила під назвою Міра (з лат. ‒ «дивовижна»).

Ця зоря належить до сімейства фізичних змінних зір, зміна блиску яких зумовлена процесами, що відбуваються у їхніх надрах. Зараз достовірно виявлено кілька десятків тисяч фізичних змінних зір у нашій Галактиці й десятки тисяч в інших галактиках, їхня кількість постійно зростає завдяки спостереженням з телескопами, винесеними в космос.

Фізичні змінні зорі поділяють на дві основні групи: пульсуючі та спалахуючі змінні зорі. Окремим випадком спалахуючих змінних зір є нові та наднові зорі.

Пульсуючі змінні зорі. Найвідомішими серед пульсуючих змінних зір є цефеїди, які отримали назву від однієї з найтиповіших їхніх представниць ‒ зорі 5 Цефея. її змінність було відкрито ще 1784 р. англійським астрономом Дж. Гудрайком.

Класичні або довгоперіодичні цефеїди відзначаються ритмічними, з точністю доброго годинникового механізму, коливаннями блиску з амплітудою 0,5-2т. їхні періоди, як правило, лежать у межах від однієї до 70 діб. Поза межами нашої Галактики відомі цефеїди з періодом до 218 діб. Період ‒ одна з найважливіших характеристик цефеїд. Для кожної зорі він постійний з великим ступенем точності.

Ще 1908 р. було відкрито зележність між світністю (а отже, і абсолютною зоряною величиною) та періодом цефеїд. Таким чином, якщо відомо період цефеїди Р, то за його величиною можна дізнатися про її світність L і абсолютну зоряну величину М. Ця залежність дала можливість легко обчислювати відстань до будь-якої цефеїди, якщо визначено її середній блиск і період.

Цефеїди належать до гігантів і надгігантів класів F і G з великими світностями. Ця обставина дозволяє спостерігати їх з величезних відстаней, зокрема й далеко за межами нашої Галактики. А оскільки розміри галактик невеликі порівняно з відстанями до них, то за допомогою цефеїд визначаються відстані до всіх галактик, де можна знайти подібні зорі, і тому цефеїди називають «маяками Всесвіту».

Окрім класичних довгоперіодичних, існує також клас короткоперіодичних цефеїд, типова представниця яких ‒ зоря RR Ліри. їхні періоди становлять від 80 хв. до однієї доби.

Є ще довгоперіодичні змінні з періодом від 70 до 1400 діб і амплітудою 3-10. Це ‒ червоні надгіганти класу М. Можна провести спостереження за найвідомішим представником цієї групи ‒ зорею Міра (о Кита). її блиск у середньому за кожні 332 доби змінюється від 2т до 10. А це означає, що в максимумі блиску зоря випромінює у півтори тисячі разів більше енергії, ніж у мінімумі.

Те, що цефеїди є пульсуючими зорями, встановив американський астроном X. Шеплі 1914 р. Певні здогади щодо причини пульсації ‒ розширення і стискування зорі ‒ висловив 1917 р. англієць А. Еддінгтон, вказавши два можливі джерела поповнення їхньої енергії: періодичне посилення інтенсивності ядерних реакцій у надрах зорі або ж зміна здатності зовнішніх шарів пропускати потік енергії, що виходить на поверхню.

Зараз відомо, що цефеїди ‒ це зорі, протяжні оболонки яких здатні нагромаджувати енергію, що йде з глибин, а потім віддавати її. Зоря періодично стискається, розігріваючись, і розширюється, охолоджуючись. Тому енергія то поглинається зоряним газом, то знову виділяється. Внаслідок цього світність цефеїди змінюється в кілька разів з періодом у кілька діб. Аналіз показав, що пульсувати можуть лише зорі-гіганти і надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки.

Нові зорі. Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12), називаються новими зорями. При цьому виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 100 000 років. Початковий період спалаху нової до досягнення максимуму блиску триває кілька діб, після чого він повільно, впродовж років чи десятків років зменшується до початкового значення. Згодом на місці нової залишається карликова зоря з оболонкою, яка розширюється зі швидкістю понад 1000 . Це свідчить про відрив від нової зорі її зовнішніх шарів.

До середини 50-х років XX ст. природа спалахів нових зір залишалась невідомою. Та от 1954 р. було виявлено, що відома нова зоря DQ Геркулеса входить до складу тісної подвійної системи з періодом обертання у кілька годин. Пізніше з ясу велося, що всі нові зорі ‒ це компоненти таких подвійних систем, у яких одна зоря, як правило, зоря головної послідовності типу Сонця і пізніших спектральних класів, а друга ‒ у сто раз менший від Сонця білий карлик.

Виникнення спалахів нових зір пов'язане з особливостями обміну речовиною в тісних подвійних системах.

Як вже було сказано, коли одна із зір у тісній подвійній системі значно збільшує свої розміри (розширюється), її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворюючи навколо неї так званий акреційний диск. Газ із внутрішньої частини диска осідає на поверхню компактної «сусідки» у щораз більшій кількості, збільшуючи її масу і температуру. У підсумку за характерний час від кількох до сотень років, температура й щільність її поверхневого шару збільшується до таких великих значень, що зіткнення швидких протонів розпочинають термоядерну реакцію синтезу гелію.

Але на відміну від Сонця та інших зір, де ці реакції досить повільно відбуваються у центральних зонах, на поверхні білого карлика через високу щільність речовини вони перебігають надзвичайно стрімко. При цьому виділяється величезна кількість енергії, що й спостерігається як вибух нової зорі зі швидким розширенням скинутої оболонки у навколишній простір. Після спалаху перетікання газу на білий карлик починається знову, і через деякий час (-103 років) спалах повторюється. Таким чином, у тісній подвійній системі спалахи нової повторюються багато разів.

За підрахунками щороку в Галактиці спалахує близько 200 нових, однак, виявляють тільки дві-три з них. Дотепер зареєстровано близько 180 спалахів нових у нашій Галактиці та близько 250 ‒ у галактиці Андромеди.

Окрім нових, відомі також повторні нові зорі, спалахи яких мають меншу потужність і повторюються через кілька десятків років. Вони також є подвійними системами.

Наднові зорі. Спалах наднової зорі (позначається SN) ‒ явище незрівнянно більшого масштабу, ніж спалах нової. Адже її блиск під час спалаху збільшується на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. Поява наднової в іншій галактиці демонструє всю грандіозність цього явища, адже її блиск у максимумі стає порівнянним з яскравістю всієї зоряної системи, де вона спалахнула, а то й перевершує її (мал. 23.3). Так, наднова 1885 р. у галактиці М31 лише в 4 рази поступалася світловим потоком материнській галактиці. А наднова у галактиці NGC5253 приблизно у 13 разів перевершувала загальну її світність. Назву для таких зір ‒ «наднова» ‒ запропонували американські астрономи Ф. Цвіккі та У. Бааде (1934 p.).

У максимумі блиску світність наднових перевищує сонячну у мільярди разів. Загальна кількість енергії, яку зоря висвічує під час спалаху, порядку ‒ 10" Дж.

Під час вибуху наднова скидає свою оболонку, яка далі розширюється зі швидкістю від 5 000 до 20 000 км/с і через деякий час спостерігається у вигляді туманності специфічної форми.

Найвиразнішою серед них є знаменита Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця. Вона розширюється зі швидкістю біля 1 200 і є одним із найпотужніших джерел радіовипромінювання у нашій Галактиці. Сучасні розміри туманності такі, що її розширення могло розпочатись не раніше як 900 років тому, тобто якраз тоді, коли спалахнула Наднова 1054 p., явище якої зафіксовано в китайських хроніках.

У нашій Галактиці за останні 1000 років достовірно спостерігались три наднові зорі: 1054 р. ‒ в Тельці, 1572 р. ‒ в Кассіопеї, 1604 р. ‒ в Змієносці. Можливо також, що надновою була зоря 1006 р. в сузір'ї Вовка. Загалом у Галактиці виявлено (в основному радіоастрономічними методами) понад 100 залишків спалахів наднових.

В наш час відбувається інтенсивне відкриття наднових в інших галактиках (велику роль у цьому відіграють аматорські спостереження). У видимій частині нашої Галактики явище наднової трапляється один раз на 200-300 років.

Пульсари. (Слайд 8) Влітку 1967 р. за допомогою радіотелескопа у Кембриджі (Великобританія) було відкрито пульсуючі джерела радіовипромінювання або просто пульсари. Періоди їхніх пульсацій становили трохи більше однієї секунди, а дослідження змінності випромінювання вказували на дуже малий об'єм випромінюючих областей розмірами в кілька десятків кілометрів. Подальше вивчення розподілу пульсарів на небесній сфері показало, що вони найчастіше зустрічаються поблизу площини Молочного Шляху, а отже, є членами нашої Галактики. Коли ж було відкрито досить багато пульсарів, виявилося, що деякі з них спостерігаються в залишках спалахів наднових зір.

Найвідоміший пульсар з періодом 0,033 с знаходиться в Крабоподібній туманності. У січні 1969 р. це джерело радіовипромінювання було ототожнене зі слабкою зорею 16т, яка змінює свій блиск із тим же періодом. З таким же періодом від цього джерела йдуть рентгенівські та гамма-імпульси.

У 1977 р. із зорею було ототожнено ще один пульсар ‒ залишок наднової в сузір'ї Вітрила. Він також був джерелом рентгенівського і гамма-випромінювання. Це навело на думку про спорідненість пульсарів зі спалахами наднових.

На початок 2000 р. було відомо понад 700 пульсарів. Переважно їхні періоди Т близькі до 0,75 с. Від більшості з них ніякого іншого випромінювання, крім радіоімпульсів, не надходить.

4. Закріплення вивченого матеріалу.

Вч.: Які види зір ви знаєте?

Учні: Малі, гіганти, надгіганти, наднові…

Вч.: Як називають класи відповідно з літерами?

Учні: Класи О, В, А названо гарячими, або ранніми, класи F і І ‒ сонячними, К, М ‒ холодними або пізніми.

Вч.: Що називають оптично подвійні зорі?

Учні: Зорі рознесені в просторі на великі відстані і лише проектуються на близькі точки небесної сфери називають оптично подвійними.

Вч.: Затемнювано-подвійними називають зорі…

Учні: Зорі, видима величина яких ритмічно змінюється внаслідок затемнення одного компонента іншим, називаються затемнювано-подвійними або затемнювано-змінними.

5. Домашнє завдання

Вчитель записує на дошці почитати §13-14 (ст. 102-117), вивчити конспект, дати відповіді на запитання в кінці підручника, знайти новини з астрономії. (Слайд 9)