'

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Понравилась презентация – покажи это...





Слайд 0

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД


Слайд 1

Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики. «Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также других газов. Гравитация тянет их внутрь, а давление раскаленного газа выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом».


Слайд 2

Жизненный путь звезд представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной активности, агония, смерть, и напоминает жизненный путь отдельного организма. Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.


Слайд 3

Рождение звезды Звезды возникают постоянно. Сначало это простые облака газа и пыди в космическом пространстве. Как только подобные сгустки вещества начинают собираться вместе, возникающая сила притяжения усиливает этот процесс. В центре такого образования газ становиться горячее и плотнее, и в конце концов его температура и давление повышаются настолько сильно, что начинается процесс ядерного синтеза. Его начало знаменует собой рождение новой звезды. Нередко множество звезд возникает вблизи друг от друга, в гигантском облаке. Тогда они образуют семейство звезд, которое называется скоплением


Слайд 4

   Светимость Одни звезды светят более мощно, другие – слабее. Мощность излучения звезды называется светимостью. Светимость – это полная энергия, излучаемая звездой за 1 секунду. Светимость звезды характеризует поток энергии, излучаемой звездой по всем направлениям, и имеет размерность мощности Дж/с или Вт. Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Светимости других звезд определяют в относительных единицах, сравнивая со светимостью Солнца. Известны звезды, излучающие в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце. А звезда S Золотой Рыбы, видимая только в странах южного полушария Земли как звездочка 8-й звездной величины (не видимая невооруженным глазом!), в миллион раз ярче Солнцаю. По светимости звезды могут отличаться в миллиард раз. Среди звезд очень высокой светимости выделяют гиганты и сверхгиганты. Большинство гигантов имеет температуру 3 000–4 000 К, поэтому их называют красными гигантами. Сверхгиганты, например, Бетельгейзе – самые мощные источники света. Звезды, имеющие маленькую светимость, называются карликами.


Слайд 5

Температура. Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхности слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. - желтоватый. свыше 10-12 тыс. К. - белый или голубоватый цвет. Химический состав. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На 2 месте находится гелий, 3 - железо, фосфор. Радиус звезды. Поверхность звезды равна 4 R 2 . Если известны температура и светимость звезды, то можно вычислить ее радиус. Все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой.


Слайд 6

Масса звезд Масса определяет весь жизненный путь звезды. Массу можно оценить для звезд, входящих в двойные звездные системы, если известны большая полуось орбиты а и период обращения T. В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной звезды. И это серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Для звезд установлено, что чем больше масса, тем выше светимость звезды. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз. Массы звезд заключены в пределах от 0,1 масс Солнца до нескольких десятков масс Солнца. Сравнения масс и светимостей для большинства звезд выявили следующую зависимость: светимость приблизительно пропорциональна четвертой степени массы.   


Слайд 7

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела


Слайд 8

Области звездообразования. Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 массы Солнца (их известно более 6 000 в Галактике) Туманность Орел в 6000 световых лет от нас молодое рассеянное звёздное скопление в созвездии Змеи тёмные области в туманности — это протозвёзды


Слайд 9

Туманность Ориона светящаяся эмиссионная туманность с зеленоватым оттенком и находится ниже Пояса Ориона можно видеть даже невооружённым глазом в 1300 световых лет от нас, а величиной в 33 световых года


Слайд 10

Гравитационное сжатие Сжатие - следствие гравитационной неустойчивости, идея Ньютона. Позже Джинс определил минимальные размеры облаков, в которых может начаться самопроизвольное сжатие. Имеет место достаточно эффективное охлаждение среды: высвобождающаяся энергия гравитации идет на излучение инфракрасного диапазона, уходящее в космическое пространство.


Слайд 11

Протозвезда При увеличении плотности облака оно становится непрозрачным для излучения. Начинается повышение температуры внутренних областей. Температура в недрах протозвезды достигает порога термоядерных реакций синтеза. Сжатие на какое-то время прекращается.


Слайд 12

молодая звезда пришла на главную последовательность диаграммы Г-Р начался процесс выгорания водорода - основного звездного ядерного топлива сжатие практически не происходит, и запасы энергии больше не изменяются медленное изменение химического состава в ее центральных областях, обусловленное превращением водорода в гелий Звезда переходит в стационарное состояние


Слайд 13

График эволюции типичной звезды


Слайд 14

когда водород полностью выгорает, звезда уходит с главной последовательности в область гигантов или при больших массах - сверхгигантов Гиганты и сверхгиганты


Слайд 15

масса звезды < 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в ЧЕРНЫХ КАРЛИКОВ Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия.


Слайд 16

Белый карлик в облаке межзвездной пыли Два молодых черных карлика в созвездии Тельца


Слайд 17

масса звезды > 1,4 массы Солнца: силы гравитационного сжатия очень велики плотность вещества достигает миллиона тонн в см3 выделяется огромная энергия – 10^45 Дж температура – 10^11 К взрыв Сверхновой звезды большая часть звезды выбрасывается в космическое пространство со скоростью 1000-5000 км/с потоки нейтрино охлаждают ядро звезды - Нейтронная звезда


Слайд 18

Крабовидная туманность


Слайд 19

Взрыв сверхновой


Слайд 20


Слайд 21


Слайд 22

масса звезды > 2,5 массы Солнца гравитационный коллапс звезда превращается в Черную дыру


Слайд 23


Слайд 24


×

HTML:





Ссылка: