Prezentacija rođenja zvijezda. Tema prezentacije: Rođenje i evolucija zvijezda. Što je veća masa zvijezde, vodonik brže sagorijeva, a teži elementi mogu nastati tokom termonuklearne fuzije u njenim dubinama. U kasnoj fazi evolucije, kada

Univerzum se sastoji od 98% zvijezda. Oni su takođe glavni element galaksije. “Zvijezde su ogromne kugle od helijuma i vodonika, kao i drugih gasova. Gravitacija ih uvlači unutra, a pritisak vrućeg gasa ih gura van, stvarajući ravnotežu. Energija zvijezde sadržana je u njenom jezgru, gdje helijum stupa u interakciju s vodonikom svake sekunde.”

Životni put zvijezda je zaokružen ciklus - rođenje, rast, period relativno mirne aktivnosti, agonije, smrti i sličnosti. životni put poseban organizam. Astronomi nisu u stanju da prate život jedne zvezde od početka do kraja. Čak i najkraćevečne zvezde postoje milionima godina - duže od života ne samo jedne osobe, već celog čovečanstva. Međutim, naučnici mogu da posmatraju mnoge zvezde koje su u veoma različitim fazama svog razvoja – tek rođene i umiruće. Na osnovu brojnih portreta zvijezda pokušavaju rekonstruirati evolucijski put svake zvijezde i napisati njenu biografiju.

Regioni formiranja zvezda. Džinovski molekularni oblaci sa masama većim od 105 puta mase Sunca (poznatiji su u Galaksiji) Maglina Orao, 6000 svetlosnih godina od nas, mlado otvoreno zvezdano jato u sazvežđu Zmije, tamne oblasti u maglini su protozvezde

Gravitaciona kompresija Kompresija je posledica gravitacione nestabilnosti, Newtonova ideja. Jeans je kasnije odredio minimalnu veličinu oblaka u kojoj može početi spontana kompresija. Postoji prilično efikasno hlađenje medija: oslobođena gravitaciona energija ide u infracrveno zračenje koje odlazi u svemir.

Protostar Kako se gustina oblaka povećava, on postaje neproziran za zračenje. Temperatura unutrašnjih područja počinje rasti. Temperatura u utrobi protozvijezde dostiže termalni prag nuklearne reakcije sinteza. Kompresija prestaje na neko vrijeme.

Mlada zvijezda stigla je na glavnu sekvencu H-R dijagrama, započeo je proces sagorijevanja vodika - glavno zvjezdano nuklearno gorivo, kompresija se praktički ne događa, a energetske rezerve se više ne mijenjaju, spora promjena hemijski sastav u svojim centralnim područjima, zbog pretvaranja vodonika u helijum, zvijezda ulazi u stacionarno stanje

Zvezdana masa

1,4 mase Sunca: sile gravitacijske kompresije su vrlo visoke, gustina materije dostiže milion tona po cm3, oslobađa se ogromna energija - temperatura 10^45 J - eksplozija supernove 10^11 K, većina zvijezde je bačena u space" title="zvijezde mase > 1,4 solarne mase: sile gravitacije su veoma velike; gustina materije dostiže milion tona po cm3; oslobađa se ogromna energija – 10^45 J; temperatura – 10^11 K; eksplozija supernove; većina zvijezda je bačena u svemir" class="link_thumb"> 14 !} masa zvijezde > 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10^45 J temperatura - 10^11 K eksplozija supernove, većina zvijezde je bačena u svemir na brzinom od km/s Neutrinski tokovi hlade jezgro zvijezde - neutronske zvijezde 1,4 mase Sunca: sile gravitacije su veoma velike; gustina materije dostiže milion tona po cm3; oslobađa se ogromna energija – 10^45 J; temperatura – 10^11 K; eksplozija supernove; najveći deo zvezde je bačeno u svemir"> 1,4 mase Sunca: sile gravitacione kompresije su veoma visoke, gustina materije dostiže milion tona po cm3, oslobađa se ogromna energija - 10^45 J temperatura - 10^11 K eksplozija supernove, većina zvijezda se izbacuje u svemir brzinom od 1000-5000 km/s, tokovi neutrina hlade jezgro zvijezde - neutronske zvijezde"> 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo velike; gustina materije dostiže milion tona po cm3; oslobađa se ogromna energija - 10^45 J; temperatura - 10^11 K; eksplozija supernove; većina zvijezda je bačena u svemir" title="(! LANG: masa zvijezde > 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su veoma velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10^45 J temperatura - 10^11 K eksplozija supernove, najveći deo zvezde je bačen u svemir"> title="masa zvijezde > 1,4 solarne mase: gravitacijske sile kompresije su vrlo velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10^45 J temperatura - 10^11 K eksplozija supernove, većina zvijezda je bačena u svemir"> !}

2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu" title="zvjezdana masa > 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu" class="link_thumb"> 19 !} masa zvijezde > 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu"> 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu"> 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps zvijezda gravitacijskog kolapsa pretvara se u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu" title="zvjezdana masa > 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu"> title="masa zvijezde > 2,5 solarne mase gravitacijski kolaps gravitacijski kolaps zvijezda se pretvara u crnu rupu zvijezda se pretvara u crnu rupu"> !}

Sadržaj

Rođenje zvijezda
Život zvezde
Bijeli patuljci i neutronske rupe
Crne rupe
Smrt zvijezda

Ciljevi i zadaci

Uvesti djelovanje gravitacijskih sila u svemir, koje dovode do stvaranja zvijezda.
Razmotrite proces evolucije zvijezda.
Dajte koncept prostorne brzine zvijezda.
Okarakterizirajte fizičke prirode zvijezde

Zvezda je rođena

Prostor se često naziva prostor bez vazduha, misleći o njemu kao da je prazan. Međutim, nije. U međuzvjezdanom prostoru ima prašine i plina, uglavnom helijuma i vodonika, sa mnogo više potonjeg.
U Univerzumu postoje čak i čitavi oblaci prašine i gasa koji se mogu sabiti pod uticajem gravitacije.

Zvezda je rođena

Tokom procesa kompresije, dio oblaka će se zagrijati i postati gušći.
Ako je masa komprimirane tvari dovoljna da u njoj počnu da se odvijaju nuklearne reakcije tijekom procesa kompresije, tada iz takvog oblaka izlazi zvijezda.

Zvezda je rođena

Svaka "novorođena" zvijezda, ovisno o svojoj početnoj masi, zauzima određeno mjesto na Hertzsprung-Russell dijagramu - grafiku na čijoj je jednoj osi ucrtana boja zvijezde, a na drugoj - njena svjetlost, tj. količina energije koja se emituje u sekundi.
Indeks boja zvijezde povezan je s njenom temperaturom. površinskih slojeva- što je temperatura niža, zvezda je crvenija i njen indeks boje je veći.

Život zvezde

Tokom procesa evolucije, zvijezde mijenjaju svoj položaj na dijagramu spektra i svjetline, krećući se iz jedne grupe u drugu. Zvezda većinu svog života provodi na glavnoj sekvenci. Desno i gore od njega nalaze se i najmlađe zvijezde i zvijezde koje su daleko napredovale na svom evolucijskom putu.

Život zvezde

Životni vek zvezde zavisi uglavnom od njene mase. Prema teorijskim proračunima, masa zvijezde može varirati od 0,08 prije 100 solarne mase.
Što je veća masa zvijezde, vodonik brže sagorijeva, a teži elementi mogu nastati tokom termonuklearne fuzije u njenim dubinama. U kasnoj fazi evolucije, kada sagorijevanje helijuma počinje u središnjem dijelu zvijezde, on napušta Glavni niz, postajući, ovisno o svojoj masi, plavi ili crveni div.

Život zvezde

Ali dolazi vrijeme kada je zvijezda na rubu krize; ona više ne može generirati potrebnu količinu energije za održavanje unutrašnjeg pritiska i odupiranje silama gravitacije. Počinje proces nekontrolisane kompresije (kolapsa).
Kao rezultat kolapsa nastaju zvijezde ogromne gustine (bijeli patuljci). Istovremeno sa formiranjem supergustog jezgra, zvijezda odbacuje svoj vanjski omotač, koji se pretvara u oblak plina - planetarnu maglicu i postepeno se raspršuje u svemiru.
Zvijezda veće mase može se skupiti na radijus od 10 km, pretvarajući se u neutronsku zvijezdu. Jedna supena kašika neutronske zvezde teška je milijardu tona! Posljednja faza u evoluciji još masivnije zvijezde je formiranje crne rupe. Zvijezda se skuplja do takve veličine da druga izlazna brzina postaje jednaka brzini svjetlosti. U području crne rupe prostor je jako zakrivljen i vrijeme se usporava.

Život zvezde

Formiranje neutronskih zvijezda i crnih rupa nužno je povezano sa snažnom eksplozijom. Na nebu se pojavljuje svijetla tačka, skoro jednako sjajna kao galaksija u kojoj je buknula. Ovo je "Supernova". Spominjanja koja se nalaze u drevnim hronikama o pojavi najsjajnijih zvijezda na nebu nisu ništa drugo nego dokaz kolosalnih kosmičkih eksplozija.

Smrt zvezde

Zvijezda gubi cijeli vanjski omotač, koji se, odlijetajući velikom brzinom, rastvara bez traga nakon stotina hiljada godina. međuzvjezdani medij, a prije toga posmatramo je kao gasnu maglinu koja se širi.
Prvih 20.000 godina širenje plinske ljuske praćeno je snažnom radio emisijom. Za to vrijeme, to je vruća plazma kugla koja ima magnetno polje koje drži visokoenergetske nabijene čestice formirane u Supernovi.
Što je više vremena prošlo od eksplozije, radio-emisija je slabija i temperatura plazme niža.

Slajd 1

Slajd 2

Slajd 3

Životni put zvijezda je zaokružen ciklus – rađanje, rast, period relativno mirne aktivnosti, agonije, smrti, i nalikuje životnom putu pojedinačnog organizma. Astronomi nisu u stanju da prate život jedne zvezde od početka do kraja. Čak i najkraćevečne zvezde postoje milionima godina - duže od života ne samo jedne osobe, već celog čovečanstva. Međutim, naučnici mogu da posmatraju mnoge zvezde koje su u veoma različitim fazama svog razvoja – tek rođene i umiruće. Na osnovu brojnih portreta zvijezda pokušavaju rekonstruirati evolucijski put svake zvijezde i napisati njenu biografiju.

Slajd 4

Slajd 5

Regioni formiranja zvezda. Džinovski molekularni oblaci sa masama većim od 105 puta mase Sunca (više od 6.000 ih je poznato u galaksiji) Maglina Orao, udaljena 6000 svetlosnih godina, mlado otvoreno zvezdano jato u sazvežđu Zmije, tamna područja u maglini su protozvezde

Slajd 6

Orionova maglina je svijetleća emisiona maglina zelenkaste nijanse i nalazi se ispod Orionovog pojasa, vidljiva čak i golim okom, udaljena je 1300 svjetlosnih godina, i magnitude od 33 svjetlosne godine

Slajd 7

Slajd 8

Protostar Kako se gustina oblaka povećava, on postaje neproziran za zračenje. Temperatura unutrašnjih područja počinje rasti. Temperatura u utrobi protozvijezde dostiže prag termonuklearne fuzijske reakcije. Kompresija prestaje na neko vrijeme.

Slajd 9

mlada zvijezda je stigla na glavnu sekvencu H-R dijagrama, započeo je proces sagorijevanja vodika - glavno zvjezdano nuklearno gorivo praktički nije komprimirano, a energetske rezerve se više ne mijenjaju; spora promjena kemijskog sastava u njegovom središnjem dijelu regiona, uzrokovanih pretvaranjem vodonika u helijum, zvezda prelazi u stacionarno stanje

Slajd 10

Slajd 11

kada vodonik potpuno izgori, zvijezda napušta glavni niz u područje divova ili, pri velikim masama, supergiganata.

Slajd 12

zvezdana masa< 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.

Slajd 13

Bijeli patuljak u oblaku međuzvjezdane prašine Dva mlada crna patuljka u sazviježđu Bika

Slajd 14

masa zvijezde > 1,4 solarne mase: sile gravitacijske kompresije su vrlo velika gustina materije dostiže milion tona po cm3 oslobađa se ogromna energija - 10^45 J temperatura - 10^11 K eksplozija supernove, većina zvijezde je bačena u svemir na brzinom od 1000-5000 km/s neutrin fluksovi hlade jezgro zvijezde - neutronska zvijezda

Slajd 2

Zvjezdana evolucija je slijed promjena kroz koje zvijezda prolazi tokom svog života, odnosno tokom stotina hiljada, miliona ili milijardi godina dok emituje svjetlost i toplinu. U tako ogromnim vremenskim periodima, promjene su prilično značajne.

Slajd 3

Evolucija zvijezde počinje u džinovskom molekularnom oblaku, koji se još naziva i zvjezdana kolijevka.Većina “praznog” prostora u galaksiji zapravo sadrži između 0,1 i 1 molekula po cm³. Molekularni oblak ima gustinu od oko milion molekula po cm³. Masa takvog oblaka premašuje masu Sunca za 100.000-10.000.000 puta zbog svoje veličine: od 50 do 300 svjetlosnih godina u prečniku. Dok oblak slobodno rotira oko centra svoje matične galaksije, ništa se ne dešava. Međutim, zbog nehomogenosti gravitacionog polja, u njemu mogu nastati poremećaji koji dovode do lokalnih koncentracija mase. Takvi poremećaji uzrokuju gravitacijski kolaps oblaka.

Slajd 4

Tokom kolapsa, molekularni oblak se dijeli na dijelove, formirajući sve manje i manje nakupine. Fragmenti sa masom manjom od ~100 solarnih masa sposobni su da formiraju zvezdu. U takvim formacijama, plin se zagrijava dok se skuplja zbog oslobađanja gravitacijske potencijalne energije, a oblak postaje protozvijezda, pretvarajući se u rotirajući sferni objekt. Zvijezde u ranim fazama svog postojanja obično su skrivene od pogleda unutar gustog oblaka prašine i plina. Ove čahure koje stvaraju zvijezde često se mogu vidjeti u obliku silueta naspram svijetle radijacije okolnog plina. Takve formacije se nazivaju Bok globule.

Slajd 5

Mlade zvijezde male mase (do tri solarne mase) koje se približavaju glavnom nizu su potpuno konvektivne; Proces konvekcije pokriva sva područja sunca. To su u suštini protozvijezde, u čijem središtu nuklearne reakcije tek počinju, a svo zračenje nastaje uglavnom zbog gravitacijske kompresije. Dok hidrostatska ravnoteža još nije uspostavljena, sjaj zvijezde opada pri konstantnoj efektivnoj temperaturi.

Slajd 6

Vrlo mali dio protozvijezda ne postiže temperature dovoljne za reakcije termonuklearne fuzije. Takve zvijezde se nazivaju "smeđi patuljci"; njihova masa ne prelazi jednu desetinu Sunca. Takve zvijezde brzo umiru, postepeno se hladeći tokom nekoliko stotina miliona godina. U nekim od najmasivnijih protozvijezda, temperatura zbog jake kompresije može doseći 10 miliona K, što omogućava sintetizaciju helijuma iz vodonika. Takva zvijezda počinje da sija.

Slajd 7

Reakcija sagorevanja helijuma je veoma osetljiva na temperaturu. Ponekad to dovodi do velike nestabilnosti. Javljaju se snažne pulsacije koje na kraju daju dovoljno ubrzanja vanjskim slojevima da se odbace i pretvore u planetarnu maglicu. U središtu magline ostaje golo jezgro zvijezde u kojem prestaju termonuklearne reakcije, a kako se hladi, pretvara se u helijum bijeli patuljak, obično mase do 0,5-0,6 solarnih i prečnika na red prečnika Zemlje.

Slajd 8

Kada zvijezda dostigne prosječnu veličinu (od 0,4 do 3,4 solarne mase) fazu crvenog diva, njeno jezgro ostaje bez vodonika i počinju reakcije sinteze ugljika iz helijuma. Ovaj proces se odvija na višim temperaturama i zbog toga se protok energije iz jezgra povećava, što dovodi do činjenice da se vanjski slojevi zvijezde počinju širiti. Početak sinteze ugljika obilježava nova faza u životu zvezde i traje neko vreme. Za zvijezdu slične veličine Suncu, ovaj proces može trajati oko milijardu godina.

Slajd 9

Mlade zvijezde s masom većom od 8 solarnih masa već imaju karakteristike normalnih zvijezda, budući da su prošle sve međufaze i uspjele su postići takvu brzinu nuklearnih reakcija da nadoknađuju gubitke energije zbog zračenja dok masa akumulira hidrostatsko jezgro. Za ove zvijezde odljev mase i sjaja su toliko veliki da ne samo da zaustavljaju kolaps vanjskih područja molekularnog oblaka koji još nisu postali dio zvijezde, već ih, naprotiv, odguruju. Dakle, masa nastale zvezde je primetno manja od mase protozvezdanog oblaka. Najvjerovatnije, to objašnjava odsustvo u našoj galaksiji zvijezda većih od oko 300 solarnih masa.

Slajd 10

Nakon što zvijezda s masom većom od pet puta Sunca uđe u stadij crvenog supergiganta, njeno jezgro počinje da se skuplja pod utjecajem gravitacije. Kako se kompresija povećava, temperatura i gustoća se povećavaju i počinje novi slijed termonuklearnih reakcija. U takvim reakcijama sintetišu se sve teži elementi: helijum, ugljenik, kiseonik, silicijum i gvožđe, što privremeno obuzdava kolaps jezgra. Na kraju, kako se formiraju sve teži elementi periodni sistem, željezo-56 se sintetizira iz silicija. U ovoj fazi daljnja termonuklearna fuzija postaje nemoguća jer jezgro željeza-56 ima maksimalan defekt mase i stvaranje težih jezgara sa oslobađanjem energije je nemoguće. Stoga, kada željezno jezgro zvijezde dostigne određenu veličinu, pritisak u njemu više nije u stanju izdržati gravitaciju vanjskih slojeva zvijezde i dolazi do trenutnog kolapsa jezgra s neutronizacijom njene materije.

Slajd 11

Prateći prasak neutrina izaziva udarni talas. Snažni mlazovi neutrina i rotirajuće magnetno polje istiskuju veliki dio akumuliranog materijala zvijezde - takozvane semenske elemente, uključujući željezo i lakše elemente. Rasipajuću materiju bombarduju neutroni izbačeni iz jezgra, hvatajući ih i na taj način stvarajući skup elemenata težih od gvožđa, uključujući i radioaktivne, sve do uranijuma (a možda čak i kalifornija). Dakle, eksplozije supernove objašnjavaju prisustvo elemenata težih od željeza u međuzvjezdanoj materiji, što, međutim, nije jedini mogući način njihovog nastanka, na primjer, to pokazuju zvijezde tehnecija.

Slajd 12

Eksplozivni talas i mlazovi neutrina odnose materiju sa umiruće zvezde u međuzvezdani prostor. Nakon toga, kako se hladi i kreće kroz svemir, ovaj materijal supernove može se sudariti s drugim svemirskim "smećem" i možda sudjelovati u formiranju novih zvijezda, planeta ili satelita. Procesi koji se dešavaju tokom formiranja supernove se još uvek proučavaju i za sada nema jasnoće po ovom pitanju. Takođe je upitno šta je zapravo ostalo od originalne zvezde. Međutim, razmatraju se dvije opcije: neutronske zvijezde i crne rupe.

Slajd 13

Rakova maglina je gasovita maglina u sazviježđu Bika, koja je ostatak supernove i plerion. Postao je prvi astronomski objekat identifikovan sa istorijskom eksplozijom supernove, koju su zabilježili kineski i arapski astronomi 1054. godine. Smještena na oko 6.500 svjetlosnih godina (2 kpc) od Zemlje, maglina ima prečnik od 11 svjetlosnih godina (3,4 pc) i širi se brzinom od oko 1.500 kilometara u sekundi. U centru magline je ( neutronska zvijezda), prečnika 28-30 km, koji emituje impulse zračenja u rasponu od gama zraka do radio talasa. Sa emisijom rendgenskih i gama zraka iznad 30 keV, ovaj pulsar je najjači postojani izvor takvog zračenja u našoj galaksiji.

Pogledajte sve slajdove

Slajd 2

Univerzum se sastoji od 98% zvijezda. Oni su takođe glavni element galaksije.

“Zvijezde su ogromne kugle od helijuma i vodonika, kao i drugih gasova. Gravitacija ih uvlači unutra, a pritisak vrelog gasa ih gura van, stvarajući ravnotežu. Energija zvezde sadržana je u njenom jezgru, gde helijum stupa u interakciju sa vodonikom svake sekunde."

Slajd 3

Životni put zvijezda je zaokružen ciklus – rađanje, rast, period relativno mirne aktivnosti, agonije, smrti, i nalikuje životnom putu pojedinačnog organizma.

Astronomi nisu u stanju da prate život jedne zvezde od početka do kraja. Čak i najkraćevečne zvezde postoje milionima godina - duže od života ne samo jedne osobe, već celog čovečanstva. Međutim, naučnici mogu da posmatraju mnoge zvezde koje su u veoma različitim fazama svog razvoja – tek rođene i umiruće. Na osnovu brojnih portreta zvijezda pokušavaju rekonstruirati evolucijski put svake zvijezde i napisati njenu biografiju.

Slajd 4

Hertzsprung-Russell dijagram

Slajd 5

Regioni formiranja zvijezda.

Džinovski molekularni oblaci s masama većim od 105 solarnih masa (više od 6.000 ih je poznato u Galaksiji)

Maglina Orao, udaljena 6.000 svjetlosnih godina, mlado je otvoreno jato zvijezda u sazviježđu Zmije; tamna područja u maglini su protozvijezde.

Slajd 6

Slajd 7

Gravitaciona kompresija

Kompresija je posljedica gravitacijske nestabilnosti, Newtonova ideja.

Jeans je kasnije odredio minimalnu veličinu oblaka u kojoj može početi spontana kompresija.

Postoji prilično efikasno hlađenje medija: oslobođena gravitaciona energija ide u infracrveno zračenje koje odlazi u svemir.

Slajd 8

Protostar

Kako se gustina oblaka povećava, on postaje neproziran za zračenje.
Temperatura unutrašnjih područja počinje rasti.
Temperatura u utrobi protozvijezde dostiže prag termonuklearne fuzijske reakcije.
Kompresija prestaje na neko vrijeme.

Slajd 9

mlada zvijezda je stigla na glavnu sekvencu H-R dijagrama
započeo je proces sagorijevanja vodonika, glavnog zvjezdanog nuklearnog goriva
kompresija se praktički ne događa, a energetske rezerve se više ne mijenjaju
spora promjena hemijskog sastava u njegovim centralnim regijama, uzrokovana pretvaranjem vodonika u helijum

Zvezda prelazi u stacionarno stanje

Slajd 10

Grafikon evolucije tipične zvijezde

Slajd 11

kada vodonik potpuno izgori, zvijezda napušta glavni niz u područje divova ili, pri velikim masama, supergiganata

Divovi i supergiganti

Slajd 12