Задание 4, страница 272 - гдз по физике 11 класс учебник Закирова, Аширов

Задание 4

1. Изучив V и VI часть параграфа, назовите виды переменных звезд. Почему их называют переменными, какие процессы происходят со звездами (или в звездах)?

2. Выясните, существуют ли другие виды звезд, которые можно отнести к переменным? Какова причина изменения светимости этих звезд?

3. По данным, представленным в VI части параграфа, определите расстояние до $\delta$ Цефея, используя формулу Генриетты Суон Ливитт.

1. Изучив V и VI часть параграфа, назовите виды переменных звезд. Почему их называют переменными, какие процессы происходят со звездами (или в звездах)?
Исходя из стандартного содержания учебников по астрономии, в V и VI частях параграфа, посвященных переменным звездам, как правило, рассматриваются пульсирующие переменные (на примере цефеид) и эруптивные (катаклизмические) переменные (новые и сверхновые звезды).
Их называют переменными, потому что их видимый блеск (яркость, наблюдаемая с Земли) изменяется с течением времени. Эти изменения могут быть периодическими или нерегулярными, быстрыми или очень медленными.
Процессы, вызывающие изменение блеска, различны для разных типов звезд:
- Цефеиды (пульсирующие переменные): Изменение блеска у этих звезд вызвано их физическими пульсациями. Звезда ритмично расширяется и сжимается. Во время сжатия ее внешние слои нагреваются, и светимость звезды возрастает. Во время расширения звезда остывает, и ее светимость падает. Этот процесс является стабильным и строго периодическим для каждой такой звезды.
- Новые и сверхновые звезды (эруптивные переменные): Изменение блеска у этих звезд связано с мощными взрывными процессами.
Новые звезды: Это явление наблюдается в тесных двойных звездных системах, состоящих из белого карлика и звезды-компаньона (обычно красного гиганта). Белый карлик своим гравитационным полем перетягивает вещество (в основном водород) со звезды-компаньона. Когда на поверхности белого карлика накапливается достаточное количество вещества, в нем вспыхивает термоядерная реакция, что приводит к мощному взрыву и резкому увеличению яркости всей системы в тысячи раз. При этом сам белый карлик не разрушается.
Сверхновые звезды: Это финальная стадия эволюции некоторых звезд, сопровождающаяся колоссальным взрывом. Взрыв сверхновой может произойти по двум основным сценариям: коллапс ядра очень массивной звезды (более 8 масс Солнца), когда в нем иссякает ядерное топливо, или термоядерный взрыв белого карлика в двойной системе, масса которого из-за аккреции вещества превысила критический предел (предел Чандрасекара). В результате взрыва сверхновой звезда полностью разрушается, а ее светимость на короткое время может сравниться со светимостью целой галактики.

Ответ: Вероятные виды переменных звезд, описанные в параграфе, — это цефеиды (пульсирующие) и новые/сверхновые (эруптивные). Их называют переменными из-за изменения их видимого блеска. У цефеид это происходит из-за периодических пульсаций, а у новых и сверхновых — из-за мощных взрывных процессов на поверхности или полного разрушения звезды.

2. Выясните, существуют ли другие виды звезд, которые можно отнести к переменным? Какова причина изменения светимости этих звезд?
Да, помимо цефеид, новых и сверхновых, существует большое разнообразие других типов переменных звезд. Их можно классифицировать по основной причине изменения блеска:
- Затменные переменные (или затменно-двойные): Это, строго говоря, не физически переменные звезды, а двойные звездные системы. Их переменность является геометрическим эффектом. Если плоскость орбиты такой системы совпадает с лучом зрения наблюдателя с Земли, то звезды будут периодически заслонять (затмевать) друг друга. Когда одна звезда проходит перед другой, их суммарный блеск для наблюдателя падает. Самый известный пример — звезда Алголь.
- Вращающиеся переменные: На поверхности этих звезд имеются крупные темные пятна (аналогичные солнечным, но занимающие гораздо большую площадь) или, наоборот, очень яркие области. Из-за вращения звезды эти неоднородности поверхности периодически появляются в поле зрения и скрываются из него, что вызывает плавные периодические колебания общего блеска.
- Другие типы пульсирующих переменных: Помимо цефеид, к этому классу относятся и другие звезды. Например:
Звезды типа RR Лиры: Похожи на цефеиды, но это более старые и менее массивные звезды с короткими периодами пульсаций (от нескольких часов до суток).
Мириды (переменные типа Миры): Это красные гиганты-пульсаторы с очень длинными периодами (от 80 до 1000 дней) и очень большими изменениями блеска (амплитуда может достигать 10 звездных величин).
- Другие типы эруптивных переменных: Например, вспыхивающие звезды (типа UV Кита). Это, как правило, тусклые красные карлики, на которых происходят внезапные и очень мощные вспышки, вызванные магнитной активностью. Яркость звезды во время вспышки может увеличиться в несколько раз за считанные минуты.

Ответ: Да, существуют и другие многочисленные виды переменных звезд. Причинами изменения их блеска могут быть: затмения одной звезды другой в двойной системе (затменные переменные), вращение звезды с неравномерной яркостью поверхности (вращающиеся переменные), а также физические пульсации (звезды типа RR Лиры, мириды) или вспышки на поверхности (вспыхивающие звезды).

3. По данным, представленным в VI части параграфа, определите расстояние до δ Цефея, используя формулу Генриетты Суон Ливитт.

Дано:

Период пульсации δ Цефея: $P = 5.366$ суток
Средняя видимая звездная величина δ Цефея: $m = 3.75$

Перевод данных в систему СИ:
Период в секундах: $P = 5.366 \text{ суток} \times 86400 \frac{\text{с}}{\text{сутки}} \approx 463850 \text{ с}$.
Видимая звездная величина является безразмерной логарифмической величиной и не требует перевода в СИ.

Найти:

Расстояние до δ Цефея $\text{d}$.

Решение:

Для определения расстояния до цефеид используется зависимость «период — светимость», открытая Генриеттой Суон Ливитт, и формула модуля расстояния.
1. Сначала найдем абсолютную звездную величину $\text{M}$ для δ Цефея, используя современную калибровку соотношения «период-светимость» для классических цефеид:
$M = -2.81 \log_{10}(P) - 1.43$
Важно отметить, что в этой эмпирической формуле период $\text{P}$ должен быть подставлен в сутках. Поэтому для расчета мы используем исходное значение $P = 5.366$.
$M = -2.81 \log_{10}(5.366) - 1.43$
$M \approx -2.81 \times 0.7297 - 1.43 \approx -2.051 - 1.43 = -3.481$
Таким образом, абсолютная звездная величина δ Цефея $M \approx -3.48$.

2. Теперь используем формулу модуля расстояния, которая связывает видимую звездную величину $\text{m}$, абсолютную звездную величину $\text{M}$ и расстояние $\text{d}$ (в парсеках):
$m - M = 5 \log_{10}(d) - 5$
Выразим из этой формулы расстояние $\text{d}$:
$\log_{10}(d) = \frac{m - M + 5}{5}$
$d = 10^{\frac{m - M + 5}{5}}$
Подставим известные и вычисленные значения $m=3.75$ и $M=-3.48$:
$d = 10^{\frac{3.75 - (-3.48) + 5}{5}} = 10^{\frac{3.75 + 3.48 + 5}{5}} = 10^{\frac{12.23}{5}} = 10^{2.446}$
$d \approx 279.25$ пк
Округлим результат до трех значащих цифр: $d \approx 279$ парсек.
(Для справки: 1 парсек $\approx$ 3.26 светового года, следовательно, расстояние в световых годах составляет $279 \times 3.26 \approx 910$ световых лет).

Ответ: Расстояние до δ Цефея, определенное с помощью соотношения «период-светимость», составляет приблизительно 279 парсек.