Evoluția stelelor de prezentare de mase diferite. Prezentare pe tema „evoluția stelelor”. Este posibil să vedem pe cer cum se formează stelele?

Slide 2

Evoluția stelară este succesiunea schimbărilor pe care le suferă o stea în timpul vieții sale, adică pe parcursul a sute de mii, milioane sau miliarde de ani în timp ce emite lumină și căldură. În perioade atât de enorme, schimbările sunt destul de semnificative.

Slide 3

Evoluția unei stele începe într-un nor molecular gigant, numit și leagăn stelar. Majoritatea spațiului „gol” dintr-o galaxie conține de fapt între 0,1 și 1 moleculă pe cm³. Un nor molecular are o densitate de aproximativ un milion de molecule pe cm³. Masa unui astfel de nor depășește masa Soarelui de 100.000-10.000.000 de ori datorită dimensiunii sale: de la 50 la 300 de ani lumină. În timp ce norul se rotește liber în jurul centrului galaxiei sale natale, nu se întâmplă nimic. Cu toate acestea, din cauza neomogenității câmpului gravitațional, în acesta pot apărea perturbări, ducând la concentrații locale de masă. Astfel de perturbări provoacă colapsul gravitațional al norului.

Slide 4

În timpul colapsului, norul molecular este împărțit în părți, formând aglomerări din ce în ce mai mici. Fragmentele cu o masă mai mică de ~100 de mase solare sunt capabile să formeze o stea. În astfel de formațiuni, gazul se încălzește pe măsură ce se contractă datorită eliberării de energie potențială gravitațională, iar norul devine o protostea, transformându-se într-un obiect sferic rotativ. Stelele aflate în primele etape ale existenței lor sunt de obicei ascunse privirii într-un nor dens de praf și gaz. Acești coconi care formează stele pot fi adesea văzuți în siluetă împotriva emisiei strălucitoare a gazului din jur. Astfel de formațiuni se numesc globule Bok.

Slide 5

Stele tinere de masă mică (până la trei mase solare) care se apropie de secvența principală sunt complet convective; Procesul de convecție acoperă toate zonele soarelui. Acestea sunt în esență protostele, în centrul cărora reacțiile nucleare abia încep și toate radiațiile apar în principal datorită compresiei gravitaționale. În timp ce echilibrul hidrostatic nu a fost încă stabilit, luminozitatea stelei scade la o temperatură efectivă constantă.

Slide 6

O fracție foarte mică de protostele nu ating temperaturi suficiente pentru reacțiile de fuziune termonucleară. Astfel de stele sunt numite „pitice maro”; masa lor nu depășește o zecime din Soare. Astfel de stele mor rapid, răcindu-se treptat pe parcursul a câteva sute de milioane de ani. În unele dintre cele mai masive protostele, temperatura datorată compresiei puternice poate ajunge la 10 milioane K, făcând posibilă sintetizarea heliului din hidrogen. O astfel de stea începe să strălucească.

Slide 7

Reacția de ardere a heliului este foarte sensibilă la temperatură. Uneori, acest lucru duce la o mare instabilitate. Apar pulsații puternice, care în cele din urmă conferă suficientă accelerație straturilor exterioare pentru a fi aruncate și transformate într-o nebuloasă planetară. În centrul nebuloasei rămâne nucleul gol al stelei, în care reacțiile termonucleare se opresc și, pe măsură ce se răcește, se transformă într-o pitică albă de heliu, având de obicei o masă de până la 0,5-0,6 solar și un diametru pe ordinea diametrului Pământului.

Slide 8

Când o stea atinge o dimensiune medie (de la 0,4 la 3,4 mase solare) faza gigantului roșu, miezul ei rămâne fără hidrogen și încep reacțiile de sinteză a carbonului din heliu. Acest proces are loc la temperaturi mai ridicate și, prin urmare, fluxul de energie din miez crește, ceea ce duce la faptul că straturile exterioare ale stelei încep să se extindă. Începutul sintezei carbonului marchează o nouă etapă în viața unei stele și continuă de ceva timp. Pentru o stea de dimensiuni similare cu Soarele, acest proces poate dura aproximativ un miliard de ani.

Slide 9

Stele tinere cu o masă mai mare de 8 mase solare au deja caracteristicile stelelor normale, deoarece au trecut prin toate etapele intermediare și au reușit să realizeze o astfel de rată a reacțiilor nucleare încât să compenseze pierderile de energie datorate radiațiilor în timp ce masa a miezului hidrostatic se acumulează. Pentru aceste stele, fluxul de masă și luminozitate sunt atât de mari încât nu numai că opresc colapsul regiunilor exterioare ale norului molecular care nu au devenit încă parte a stelei, ci, dimpotrivă, le împing. Astfel, masa stelei rezultate este vizibil mai mică decât masa norului protostelar. Cel mai probabil, acest lucru explică absența în galaxia noastră a stelelor mai mari de aproximativ 300 de mase solare.

Slide 10

După ce o stea cu o masă mai mare de cinci ori cea a soarelui intră în stadiul de supergigant roșie, miezul său începe să se micșoreze sub influența gravitației. Pe măsură ce compresia crește, temperatura și densitatea cresc și începe o nouă secvență de reacții termonucleare. În astfel de reacții se sintetizează elemente din ce în ce mai grele: heliu, carbon, oxigen, siliciu și fier, care limitează temporar prăbușirea miezului. În cele din urmă, pe măsură ce se formează elemente din ce în ce mai grele ale tabelului periodic, fierul-56 este sintetizat din siliciu. În această etapă, fuziunea termonucleară ulterioară devine imposibilă, deoarece nucleul de fier-56 are un defect de masă maximă și formarea de nuclee mai grele cu eliberarea de energie este imposibilă. Prin urmare, atunci când nucleul de fier al unei stele atinge o anumită dimensiune, presiunea din el nu mai este capabilă să reziste gravitației straturilor exterioare ale stelei și are loc colapsul imediat al nucleului odată cu neutronizarea materiei sale.

Slide 11

Explozia însoțitoare de neutrini provoacă o undă de șoc. Jeturi puternice de neutrini și un câmp magnetic rotativ împing în afară o mare parte din materialul acumulat de stele - așa-numitele elemente semințe, inclusiv fier și elemente mai ușoare. Materia împrăștiată este bombardată de neutroni ejectați din nucleu, captându-i și creând astfel un set de elemente mai grele decât fierul, inclusiv radioactive, până la uraniu (și posibil chiar californiu). Astfel, exploziile de supernove explică prezența unor elemente mai grele decât fierul în materia interstelară, care, însă, nu este singura modalitate posibilă de formare a acestora, de exemplu, acest lucru este demonstrat de stelele de tehnețiu.

Slide 12

Unda de explozie și jeturile de neutrini transportă materia departe de steaua pe moarte în spațiul interstelar. Ulterior, pe măsură ce se răcește și se mișcă prin spațiu, acest material de supernovă se poate ciocni cu alte „gunoaie” spațiale și poate participa la formarea de noi stele, planete sau sateliți. Procesele care au loc în timpul formării unei supernove sunt încă studiate și, până acum, nu există claritate cu privire la această problemă. De asemenea, este discutabil ce rămâne de fapt din steaua originală. Cu toate acestea, sunt luate în considerare două opțiuni: stele neutronice și găuri negre.

Slide 13

Nebuloasa Crab este o nebuloasă gazoasă din constelația Taur, care este o rămășiță de supernovă și un plerion. A devenit primul obiect astronomic identificat cu o explozie istorică de supernovă, înregistrată de astronomii chinezi și arabi în 1054. Situată la aproximativ 6.500 de ani lumină (2 kpc) de Pământ, nebuloasa are un diametru de 11 ani lumină (3,4 pc) și se extinde cu o viteză de aproximativ 1.500 de kilometri pe secundă. În centrul nebuloasei se află o stea neutronică, cu diametrul de 28-30 km, care emite impulsuri de radiații variind de la raze gamma până la unde radio. Cu emisii de raze X și gama de peste 30 keV, acest pulsar este cea mai puternică sursă persistentă de astfel de radiații din galaxia noastră.

Vizualizați toate diapozitivele

Pe cerul înstelat, alături de stele, există nori formați din particule de gaz și praf (hidrogen). Unele dintre ele sunt atât de dense încât încep să se micșoreze sub influența atracției gravitaționale. Pe măsură ce gazul este comprimat, acesta se încălzește și începe să emită raze infraroșii. În această etapă, steaua se numește PROTOSTAR Când temperatura din intestinele protostelei atinge 10 milioane de grade, începe reacția termonucleară de conversie a hidrogenului în heliu, iar protostea se transformă într-o stea obișnuită care emite lumină. Stelele de dimensiuni medii precum Soarele durează în medie 10 miliarde de ani. Se crede că Soarele este încă pe el, deoarece se află la mijlocul ciclului său de viață.

Tot hidrogenul este transformat în heliu în timpul unei reacții termonucleare, formând un strat de heliu. Dacă temperatura în stratul de heliu este mai mică de 100 milioane Kelvin, nu mai are loc nicio reacție termonucleară de conversie a nucleelor ​​de heliu în nuclee de azot și carbon, reacția termonucleară nu are loc în centrul stelei, ci doar în stratul de hidrogen adiacent stratul de heliu, în timp ce temperatura din interiorul stelei crește treptat. Când temperatura atinge 100 de milioane Kelvin, în miezul de heliu începe o reacție termonucleară, nucleele de heliu transformându-se în nuclee de carbon, azot și oxigen. Luminozitatea și dimensiunea stelei cresc, iar o stea obișnuită devine o gigantă roșie sau supergigantă. Învelișul circumstelar al stelelor a căror masă nu este mai mare de 1,2 mase solare se extinde treptat și în cele din urmă se desprinde de miez, iar steaua se transformă într-o pitică albă, care se răcește și se estompează treptat. Dacă masa unei stele este aproximativ de două ori mai mare decât masa Soarelui, atunci astfel de stele devin instabile la sfârșitul vieții și explodează, devin supernove și apoi se transformă în stele neutronice sau într-o gaură neagră.

La sfârșitul vieții sale, gigantul roșu se transformă într-o pitică albă. O pitică albă este nucleul super-dens al unei gigante roșii, constând din heliu, azot, oxigen, carbon și fier. Pitica albă este foarte comprimată. Raza sa este de aproximativ 5000 km, adică este aproximativ egală ca mărime cu Pământul nostru. Mai mult, densitatea sa este de aproximativ 4 × 10 6 g/cm 3, adică o astfel de substanță cântărește cu patru milioane mai mult decât apa de pe Pământ. Temperatura de pe suprafața sa este de 10000K. Pitica albă se răcește foarte încet și rămâne să existe până la sfârșitul lumii.

O supernova este o stea aflată la sfârșitul evoluției sale din cauza colapsului gravitațional. Formarea unei supernove pune capăt existenței stelelor cu o masă peste 8-10 mase solare. La locul unei explozii uriașe de supernovă, rămâne o stea neutronică sau o gaură neagră, iar în jurul acestor obiecte sunt observate de ceva timp rămășițele cochiliilor stelei care explodează. O explozie de supernovă în galaxia noastră este un fenomen destul de rar. În medie, acest lucru se întâmplă o dată sau de două ori la fiecare sută de ani, așa că este foarte dificil să surprindeți acel moment în care o stea emite energie în spațiul cosmic și explodează în acea secundă ca miliarde de stele.

Forțele extreme generate de formarea unei stele neutronice comprimă atomii atât de mult încât electronii strânși în nuclee se combină cu protonii pentru a forma neutroni. În acest fel, se naște o stea, formată aproape în întregime din neutroni. Lichidul nuclear superdens, dacă ar fi adus pe Pământ, ar exploda ca o bombă nucleară, dar într-o stea neutronică este stabil datorită presiunii gravitaționale enorme. Cu toate acestea, în straturile exterioare ale unei stele neutronice (ca, într-adevăr, ale tuturor stelelor), presiunea și temperatura scad, formând o crustă solidă de aproximativ un kilometru grosime. Se crede că este format în principal din nuclee de fier.

Găuri negre Conform înțelegerii noastre actuale cu privire la evoluția stelelor, atunci când o stea cu o masă care depășește aproximativ 30 de mase solare moare într-o explozie de supernovă, învelișul ei exterior se împrăștie, iar straturile interioare se prăbușesc rapid spre centru și formează o gaură neagră în locul stelei care și-a epuizat rezervele de combustibil. O gaură neagră de această origine izolată în spațiul interstelar este aproape imposibil de detectat, deoarece este situată într-un vid rarefiat și nu se manifestă în niciun fel în ceea ce privește interacțiunile gravitaționale. Cu toate acestea, dacă o astfel de gaură face parte dintr-un sistem de stele binar (două stele fierbinți care orbitează în jurul centrului lor de masă), gaura neagră va exercita în continuare o influență gravitațională asupra evoluției stelelor sale într-un sistem binar cu o gaură neagră , materia este „vie” „Stelele vor „curge” inevitabil în direcția găurii negre. Când se apropie de limita fatală, materia aspirată în pâlnia găurii negre va deveni inevitabil mai densă și încălzită din cauza frecvenței crescute a ciocnirilor dintre particulele absorbite de gaură, până când se încălzește la energiile de radiație ale undelor din X. -gama de raze. Astronomii pot măsura periodicitatea modificărilor intensității radiațiilor X de acest fel și pot calcula, comparând-o cu alte date disponibile, masa aproximativă a obiectului care „trage” materia spre sine. Dacă masa unui obiect depășește limita Chandrasekhar (1,4 mase solare), acest obiect nu poate fi o pitică albă, în care steaua noastră este destinată să degenereze. În majoritatea observațiilor identificate ale unor astfel de stele binare cu raze X, obiectul masiv este o stea neutronică. Cu toate acestea, au existat deja mai mult de o duzină de cazuri în care singura explicație rezonabilă este prezența unei găuri negre într-un sistem binar de stele

În timpul reacțiilor termonucleare care au loc în adâncurile unei stele aproape pe toată durata vieții sale, hidrogenul este transformat în heliu. După ce o parte semnificativă a hidrogenului se transformă în heliu, temperatura din centrul acestuia crește. Pe măsură ce temperatura crește la aproximativ 200 ppm, heliul devine un combustibil nuclear, care apoi se transformă în oxigen și neon. Temperatura din centrul stelei crește treptat la 300 de milioane K. Dar chiar și la temperaturi atât de ridicate, oxigenul și neonul sunt destul de stabile și nu intră în reacții nucleare. Cu toate acestea, după ceva timp, temperatura se dublează, acum este egală cu 600 de milioane K. Și apoi neonul devine combustibil nuclear, care în cursul reacțiilor se transformă în magneziu și siliciu. Formarea magneziului este însoțită de eliberarea de neutroni liberi. Neutronii liberi, reacționând cu aceste metale, creează atomi de metale mai grele - până la uraniu - cele mai grele elemente naturale.

Dar acum tot neonul din miez a fost consumat. Miezul începe să se contracte și din nou compresia este însoțită de o creștere a temperaturii. Următoarea etapă începe când fiecare doi atomi de oxigen se combină pentru a da naștere unui atom de siliciu și un atom de heliu. Atomii de siliciu se combină în perechi pentru a forma atomi de nichel, care se transformă în curând în atomi de fier. Reacțiile nucleare, însoțite de apariția de noi elemente chimice, implică nu numai neutroni, ci și protoni și atomi de heliu. Apar elemente precum sulful, aluminiul, calciul, argonul, fosforul, clorul și potasiul. La temperaturi de 2-5 miliarde K se nasc titanul, vanadiul, cromul, fierul, cobaltul, zincul etc. Dar dintre toate aceste elemente, fierul este cel mai reprezentat.

Cu structura sa internă, steaua seamănă acum cu o ceapă, fiecare strat fiind umplut în principal cu un element. Odată cu formarea fierului, steaua este în pragul unei explozii dramatice. Reacțiile nucleare care au loc în miezul de fier al unei stele duc la conversia protonilor în neutroni. În acest caz, sunt emise fluxuri de neutrini, transportând cu ei o cantitate semnificativă din energia stelei în spațiul cosmic. Dacă temperatura din miezul stelei este ridicată, atunci aceste pierderi de energie pot avea consecințe grave, deoarece duc la o scădere a presiunii de radiație necesară pentru a menține stabilitatea stelei. Și ca o consecință a acestui fapt, forțele gravitaționale intră din nou în joc, menite să livreze energia necesară stelei. Forțele gravitaționale comprimă steaua din ce în ce mai repede, reumplend energia transportată de neutrin.

Ca și înainte, compresia stelei este însoțită de o creștere a temperaturii, care ajunge în cele din urmă la 4-5 miliarde K. Acum evenimentele se dezvoltă oarecum diferit. Miezul, format din elemente din grupa fierului, suferă modificări serioase: elementele acestui grup nu mai reacționează pentru a forma elemente mai grele, ci se descompun în heliu, emițând un flux colosal de neutroni. Majoritatea acestor neutroni sunt capturați de materialul din straturile exterioare ale stelei și participă la crearea elementelor grele. În această etapă, steaua ajunge într-o stare critică. Când au fost create elemente chimice grele, energia a fost eliberată ca urmare a fuziunii nucleelor ​​ușoare. Astfel, vedeta a lansat cantități uriașe din el de-a lungul a sute de milioane de ani. Acum, produsele finale ale reacțiilor nucleare se degradează din nou, formând heliu: steaua este forțată să reînnoiască energia pierdută anterior.

Betelgeuse (din arabă: „Casa Gemenilor”), supergianta roșie a constelației Orion, se pregătește să explodeze. Una dintre cele mai mari stele cunoscute de astronomi. Dacă ar fi plasat în locul Soarelui, atunci la o dimensiune minimă ar umple orbita lui Marte, iar la o dimensiune maximă ar ajunge pe orbita lui Jupiter. Volumul Betelgeuse este de aproape 160 de milioane de ori mai mare decât al Soarelui. Și este una dintre cele mai strălucitoare - luminozitatea sa este de ori mai mare decât cea a soarelui. Vârsta sa este de numai, după standardele cosmice, de aproximativ 10 milioane de ani, iar acest spațiu uriaș „Cernobîl” este deja în pragul exploziei. Gigantul roșu a început deja să agonizeze și să scadă în dimensiune. În timpul observației din 1993 până în 2009, diametrul stelei a scăzut cu 15%, iar acum pur și simplu se micșorează în fața ochilor noștri. Astronomii NASA promit că explozia monstruoasă va crește luminozitatea stelei de mii de ori. Dar, din cauza distanței mari de ani lumină de noi, dezastrul nu va afecta planeta noastră în niciun fel. Rezultatul exploziei va fi formarea unei supernove.

Cum va arăta acest eveniment rar de la sol? Dintr-o dată, o stea foarte strălucitoare va clipi pe cer. Un astfel de spectacol spațial va dura aproximativ șase săptămâni, ceea ce înseamnă mai mult de o lună și jumătate de „nopți albe” în anumite părți ale planetei, restul oamenilor se vor bucura. două sau trei ore suplimentare de lumină zilei și spectacolul uimitor al unei stele care explodează noaptea. La două-trei săptămâni de la explozie, steaua va începe să se estompeze, iar după câțiva ani se va transforma în sfârșit într-o nebuloasă de tip Crab pentru un observator pământesc. Ei bine, undele de particule încărcate după explozie vor ajunge pe Pământ în câteva secole, iar locuitorii Pământului vor primi o doză mică (4-5 ordine de mărime mai mică decât letală) de radiații ionizante. Dar nu trebuie să vă faceți griji în niciun caz - așa cum spun oamenii de știință, nu există nicio amenințare pentru Pământ și pentru locuitorii săi, dar un astfel de eveniment este unic în sine - ultima dovadă a observării unei explozii de supernovă pe Pământ este datată 1054.

Verișoara Sophia și Shevyako Anna

Astronomia ca materie a fost eliminată din programa școlară. Cu toate acestea, în fizica de clasa a XI-a, conform programului Federal State Educational Standards, există un capitol „Structura Universului”. Acest capitol conține lecții despre „Caracteristicile fizice ale stelelor” și „Evoluția stelelor”. Această prezentare, realizată de elevi, este un material suplimentar pentru aceste lecții. Lucrarea a fost realizată estetic, colorat, competent, iar materialul propus în ea depășește sfera programului.

Descărcați:

Previzualizare:

Pentru a utiliza previzualizările prezentării, creați un cont Google și conectați-vă la el: https://accounts.google.com

Subtitrările diapozitivelor:

Nașterea și evoluția stelelor Lucrarea a fost efectuată de elevii clasei a XI-a „L” a MBOU „Școala secundară nr. 37” din Kemerovo, Kuzina Sofya și Shevyako Anna. Șef: Olga Vladimirovna Shinkorenko, profesor de fizică.

Nașterea unei stele Spațiul este adesea numit spațiu fără aer, crezând că este gol. Cu toate acestea, acest lucru nu este adevărat. În spațiul interstelar există praf și gaz, în principal heliu și hidrogen, cu mult mai mult din acesta din urmă. Există chiar și nori întregi de praf și gaz în Univers care pot fi comprimați sub influența gravitației.

Nașterea unei stele În timpul procesului de compresie, o parte din nor va deveni mai densă pe măsură ce se încălzește. Dacă masa substanței comprimate este suficientă pentru ca reacțiile nucleare să înceapă să aibă loc în ea în timpul procesului de compresie, atunci o stea iese dintr-un astfel de nor.

Nașterea unei stele Fiecare stea „nou-născută”, în funcție de masa sa inițială, ocupă un anumit loc pe diagrama Hertzsprung-Russell - un grafic pe o axă a căruia este reprezentată culoarea stelei, iar pe cealaltă - luminozitatea sa, adică cantitatea de energie emisă pe secundă. Indicele de culoare al unei stele este legat de temperatura straturilor sale de suprafață - cu cât temperatura este mai mică, cu atât steaua este mai roșie și cu atât indicele de culoare este mai mare.

Viața unei stele În timpul procesului de evoluție, stelele își schimbă poziția pe diagrama spectru-luminozitate, trecând de la un grup la altul. Vedeta își petrece cea mai mare parte a vieții în Secvența principală. În dreapta și în sus de el sunt situate atât cele mai tinere stele, cât și stelele care au avansat mult pe calea lor evolutivă.

Viața unei stele Durata de viață a unei stele depinde în principal de masa sa. Conform calculelor teoretice, masa unei stele poate varia de la 0,08 la 100 de mase solare. Cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât hidrogenul arde mai repede, iar elementele mai grele se pot forma în timpul fuziunii termonucleare în adâncurile sale. Într-o etapă târzie a evoluției, când arderea heliului începe în partea centrală a stelei, acesta părăsește Secvența Principală, devenind, în funcție de masa sa, o gigantă albastră sau roșie.

Viața unei stele Dar vine un moment în care o stea este în pragul unei crize, nu mai poate genera cantitatea necesară de energie pentru a menține presiunea internă și a rezista forțelor gravitaționale. Începe procesul de compresie incontrolabilă (colaps). Ca urmare a prăbușirii, se formează stele cu densitate enormă (pitice albe). Concomitent cu formarea unui nucleu supradens, steaua își revarsă învelișul exterior, care se transformă într-un nor de gaz - o nebuloasă planetară și se disipează treptat în spațiu. O stea de masă mai mare se poate contracta pe o rază de 10 km, transformându-se într-o stea neutronică. O lingură de stea neutronică cântărește 1 miliard de tone! Etapa finală în evoluția unei stele și mai masive este formarea unei găuri negre. Steaua se contractă la o astfel de dimensiune încât a doua viteză de evacuare devine egală cu viteza luminii. În zona unei găuri negre, spațiul este foarte curbat și timpul încetinește.

Viața unei stele Formarea stelelor neutronice și a găurilor negre este în mod necesar asociată cu o explozie puternică. Un punct luminos apare pe cer, aproape la fel de strălucitor ca galaxia în care a izbucnit. Aceasta este o "Supernova". Mențiunile găsite în cronicile antice despre apariția celor mai strălucitoare stele de pe cer nu sunt altceva decât dovezi ale exploziilor cosmice colosale.

Moartea unei stele Steaua își pierde întregul înveliș exterior, care, zburând cu viteză mare, se dizolvă fără urmă în mediul interstelar după sute de mii de ani, iar înainte de asta o observăm ca o nebuloasă de gaz în expansiune. În primii 20.000 de ani, extinderea carcasei de gaz este însoțită de emisii radio puternice. În acest timp, este o minge de plasmă fierbinte care are un câmp magnetic care deține particulele încărcate cu energie înaltă formate în Supernova. Cu cât a trecut mai mult timp de la explozie, cu atât emisia radio este mai slabă și temperatura plasmei este mai scăzută.

Exemple de stele Galaxy din constelația Ursa Major Ursa Major

Exemple ale principalelor constelații Andromeda

Literatură folosită Karpenkov S. Kh. Concepte ale științelor naturale moderne. - M., 1997. Shklovsky I. S. Stars: nașterea, viața și moartea lor. - M.: Nauka, Redacția principală de literatură fizică și matematică, 1984. - 384 p. Vladimir Surdin Cum se nasc stelele - Rubrica „Planetarium”, În jurul lumii, nr. 2 (2809), februarie 2008 Karpenkov S. Kh. Concepte de bază ale științelor naturale. - M., 1998. Novikov I. D. Evoluția Universului. - M., 1990. Rovinsky R. E. The Developing Universe. - M., 1995.

Mulțumesc pentru vizionare!

Slide 1

Slide 2

Stele Universul este format din 98% stele. Ele sunt elementul principal al galaxiei. „Stelele sunt bile uriașe de heliu și hidrogen, precum și alte gaze. Gravitația îi trage înăuntru, iar presiunea gazului fierbinte îi împinge afară, creând echilibru. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde heliul interacționează cu hidrogenul în fiecare secundă.”

Slide 3

Viața stelelor Calea vieții stelelor este un ciclu complet - naștere, creștere, o perioadă de activitate relativ liniștită, agonie, moarte și seamănă cu calea vieții unui organism individual. Astronomii nu pot urmări viața unei stele de la început până la sfârșit. Chiar și cele mai scurte stele există de milioane de ani - mai mult decât viața nu numai a unei persoane, ci a întregii umanități. Cu toate acestea, oamenii de știință pot observa multe stele în stadii foarte diferite ale dezvoltării lor - nou-născuți și pe moarte. Pe baza a numeroase portrete de stele, ei încearcă să reconstituie calea evolutivă a fiecărei stele și să-i scrie biografia.

Slide 4

Slide 5

Regiuni de formare a stelelor Regiuni de formare a stelelor. Nori moleculari giganți cu mase mai mari de 105 ori masa Soarelui (mai mult de 6.000 dintre ei sunt cunoscuți în galaxie) Nebuloasa Vultur, la 6000 de ani lumină distanță, un grup de stele tânăr deschis în constelația Serpens, zone întunecate în nebuloasă sunt protostaruri

Slide 6

Nebuloasa Orion Nebuloasa Orion este o nebuloasa cu emisie luminoasa cu o nuanta verzuie si este situata sub Centura lui Orion poate fi vazuta chiar si cu ochiul liber, la 1300 de ani lumina distanta si o magnitudine de 33 de ani lumina.

Slide 7

Compresia gravitațională Compresia gravitațională Compresia este o consecință a instabilității gravitaționale, ideea lui Newton. Blugii au determinat ulterior dimensiunea minimă a norilor în care poate începe compresia spontană. Există o răcire destul de eficientă a mediului: energia gravitațională eliberată merge în radiația infraroșie care merge în spațiul cosmic.

Slide 8

Protostar Protostar Pe măsură ce densitatea norilor crește, acesta devine opac la radiații. Temperatura regiunilor interne începe să crească. Temperatura din intestinele unei protostele atinge pragul reacțiilor de fuziune termonucleară. Compresia se oprește pentru un timp.

Slide 9

Steaua tânără a atins o stare staționară pe secvența principală a diagramei H-R, procesul de ardere a hidrogenului - principalul combustibil nuclear - practic nu are loc, iar rezervele de energie nu se mai schimbă; compoziția chimică în regiunile sale centrale, cauzată de conversia hidrogenului în heliu. Steaua intră în stare staționară;

Slide 10

Slide 11

Giganți și supergiganți când hidrogenul se stinge complet, steaua părăsește secvența principală în regiunea giganților sau, cu mase mari, supergiganților și supergiganților

Slide 12

Masa stelară de compresie gravitațională< 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.

Slide 13

Pitici Pitic alb într-un nor de praf interstelar Două tinere pitice negre în constelația Taurului

Slide 14

Masa stelei Masa stelei > 1,4 mase solare: fortele de compresie gravitationala sunt foarte mari densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3 se elibereaza o energie enorma - 10^45 J temperatura - 10^11 K explozia unei supernove, cea mai mare parte a stelei este aruncata în spațiul cosmic cu o viteză de 1000 -5000 km/s, fluxuri de neutrini răcesc miezul stelei - Steaua cu neutroni

Originea și evoluția galaxiilor și stelelor Regiunea de formare a stelelor - Nebuloasa Orion (M42), Alnitak Alnilam

Model de formare a stelelor Raza părții vizibile a Universului - Metagalaxia nu poate depăși distanța pe care o parcurge radiația într-un timp egal cu vârsta Universului - 13,7 ± 2 miliarde de ani conform conceptelor moderne. În consecință, galaxiile născute la aproape 0,5 miliarde de ani după Big Bang au peste 13 miliarde de ani. Cele mai vechi stele cu o vârstă de peste 10 miliarde de ani fac parte din clusterele stelare globulare (populații de tip 2 cu un conținut scăzut de elemente mai grele decât He). Cel mai probabil s-au format simultan cu galaxiile. Clusterul de stele globulare M80 din constelația Scorpion la 8280 buc.

Vârsta Universului și a galaxiilor a) Vârsta galaxiei noastre este de 13,7 miliarde de ani (precizie de 1%). b) Universul este format din - 4% atomi de materie vizibilă; - 23% este ocupat de materia neagra; - restul de 73% este misterioasa „antigravitație” (energie întunecată), care determină extinderea Universului. Galaxiile au început să se formeze la 100 de milioane de ani după Big Bang și în următorii 3-5 miliarde de ani s-au format și s-au grupat în clustere. Prin urmare, vârsta celor mai vechi galaxii eliptice este de aproximativ 14 miliarde de ani. Primele stele apar la 1 milion de ani după Big Bang, prin urmare trebuie să existe stele cu o vârstă de aproximativ 14 miliarde de ani. Pe 30 iunie 2001, aparatul astronomic „MAP” (Microwave Anisotropy Probe) NASA cu o greutate de 840 kg și un cost de 145 milioane de dolari a fost lansat de la Cape Canaveral, iar la 1 octombrie 2001 a atins punctul de librare L2 (echilibrul gravitațional dintre Soare, Pământ. și Luna), situată la 1,5 milioane de kilometri de Pământ. Scopul navei spațiale este de a crea o imagine tridimensională a exploziei și de a privi o perioadă în care stelele și galaxiile nu au apărut încă. WMAP: 1-greutăți de echilibrare ale sistemului de stabilizare de precizie, 2-senzor sistem de navigație, 3-unitate electronică de recepție, 4-ghid de undă, 5-antenă omnidirecțională, 6-oglinzi 1,4*1,6 m, reflector de 7 secunde, 8-răcire, Platformă cu 9 monturi, 10 electronice, 11 ecrane împotriva razelor solare. Folosind sonda spațială WMAP a NASA, care colectează informații despre radiația de fundal cu microunde, până în 2006 a fost stabilit:

Scurtă istorie a dezvoltării Universului TimpTemperaturaStarea Universului secMai mult KExtinderea inflaționistă secMai mult KApariția quarcilor și electronilor sec10 12 KFormarea protonilor și neutronilor sec - 3 min KApariția nucleelor ​​de deuteriu, heliu și litiu 400 de mii de ani Formarea de 4000 K ani atomi 15 milioane de ani 300 KContinuarea expansiunii norului de gaz 1 miliard de ani 20 KGenerație primele stele și galaxii 3 miliarde de ani 10 K Formarea nucleelor ​​grele în timpul exploziilor de stele miliarde de ani 3 KApariția planetelor și anii de viață inteligenți 10 -2 K Terminare a procesului de naștere a stelelor ani KEpuizarea energiei tuturor stelelor ani -20 K Evaporarea găurilor negre și nașterea particulelor elementare ani K Finalizarea evaporării tuturor găurilor negre

Formarea stelelor Stelele se formează întotdeauna în grupuri (clusters) ca urmare a instabilității gravitaționale la rece (T=10K) și a norilor moleculari denși cu o masă de cel puțin 2000 M. OMG-uri cu o masă mai mare de 10 5 M (mai mult se cunosc peste 6000) conțin până la 90% din totalul gazului molecular al Galaxiei. O acumulare de gaz rece și praf – globul B68 (catalogul lui Barnard), un fragment de OMG. Masa globului poate ajunge până la 100 M. Compresia este facilitată de undele de șoc în timpul expansiunii resturilor de supernove, undele cu densitate spirală și vântul stelar din stele fierbinți OB. Temperatura materiei în timpul tranziției de la norii moleculari prin fragmentarea norilor (apariția globurilor) la stele crește de milioane de ori, iar densitatea crește cu un factor. Etapa de dezvoltare a unei stele, caracterizată prin compresie și care nu are încă surse de energie termonucleară, se numește protostea (greacă protos „primul”).

Evoluția stelelor de tip solar În protostea care se formează, nucleul atrage toată, sau aproape toată materia, se contractă, iar când temperatura din interior depășește 10 milioane K, începe procesul de ardere a hidrogenului (reacție termonucleară). Pentru stelele cu M, au trecut 60 de milioane de ani de la bun început. Pe secvența principală - cea mai lungă etapă din viață, stelele de tip solar au 9-10 miliarde de ani. În stratul adiacent miezului, de regulă, hidrogenul rămâne, reacțiile proton-proton se reiau, presiunea din înveliș crește semnificativ, iar straturile exterioare ale stelei cresc brusc în dimensiune - steaua se deplasează la dreapta - în regiune de giganți roșii, crescând în dimensiune de aproximativ 50 de ori. La sfârșitul vieții, după stadiul de gigantă roșie, steaua se contractă, transformându-se într-o pitică albă, își revarsă învelișul (până la 30% din masa sa) sub forma unei nebuloase planetare. Pitica albă continuă să strălucească slab pentru o perioadă foarte lungă de timp, până când căldura sa este complet consumată și se transformă într-o pitică neagră moartă. După ce steaua consumă hidrogenul conținut în partea centrală, miezul de heliu va începe să se contracte, temperatura sa va crește atât de mult încât vor începe reacțiile cu o eliberare mare de energie (la temperatura K, începe arderea heliului - este o zecime din timpul arderii H).

Evoluția stelelor masive Doi factori principali care duc la pierderea stabilității și la colaps sunt acum cunoscuți: = la temperaturi de 5-10 miliarde K, începe fotodisociarea nucleelor ​​de fier - „ruperea” nucleilor de fier în 13 particule alfa cu absorbția fotonilor : 56 Fe + ? > 13 4 He + 4n, = la temperaturi mai ridicate – disocierea heliului 4 He > 2n + 2p și neutronizarea substanței (captarea electronilor de către protoni cu formarea neutronilor). Pierderea învelișului stelei se explică prin interacțiunea neutrinilor cu materia. Dezintegrarea nucleelor ​​necesită o cheltuială semnificativă de energie, substanța își pierde elasticitatea, nucleul se contractă, iar temperatura crește, dar nu atât de repede încât să oprească compresia. Cea mai mare parte a energiei eliberate în timpul compresiei este transportată de neutrini. Ca urmare a neutronizării materiei și a disocierii nucleelor, o stea explodează spre interior - implozie. Materia regiunii centrale a stelei cade spre centru cu viteza căderii libere, atrăgând treptat straturi ale stelei din ce în ce mai îndepărtate de centru. Prăbușirea începută poate fi oprită de elasticitatea unei substanțe care a atins densitatea nucleară și constă în principal din neutroni degenerați (lichid neutronic). În acest caz, se formează o stea neutronică. Învelișul stelei capătă un impuls enorm și este aruncat în spațiul interstelar cu viteze de până la km/s. În timpul prăbușirii nucleelor ​​celor mai masive stele cu o masă de peste 30 de mase solare, implozia nucleului duce aparent la formarea unei găuri negre. În stelele cu mase mai mari de 10M, reacțiile termonucleare au loc în condiții nedegenerate până la formarea celor mai stabile elemente ale vârfului de fier (Fig). Masa miezului în evoluție depinde slab de masa totală a stelei și este de 2-2,5 M. 13 4 He + 4n, = la temperaturi mai ridicate – disocierea heliului 4 He > 2n + 2p și neutronizarea substanței (captarea electronilor de către protoni cu formarea neutronilor). Pierderea învelișului stelei se explică prin interacțiunea neutrinilor cu materia. Dezintegrarea nucleelor ​​necesită o cheltuială semnificativă de energie, substanța își pierde elasticitatea, nucleul se contractă, iar temperatura crește, dar nu atât de repede încât să oprească compresia. Cea mai mare parte a energiei eliberate în timpul compresiei este transportată de neutrini. Ca urmare a neutronizării materiei și a disocierii nucleelor, o stea explodează spre interior - implozie. Materia din regiunea centrală a stelei cade spre centru cu viteza căderii libere, atragând succesiv straturi din ce în ce mai îndepărtate ale stelei de centru. Prăbușirea începută poate fi oprită de elasticitatea unei substanțe care a atins densitatea nucleară și constă în principal din neutroni degenerați (lichid neutronic). În acest caz, se formează o stea neutronică. Învelișul stelei capătă un impuls enorm și este aruncat în spațiul interstelar cu viteze de până la 10.000 km/s. În timpul prăbușirii nucleelor ​​celor mai masive stele cu o masă de peste 30 de mase solare, implozia nucleului duce aparent la formarea unei găuri negre. În stelele cu mase mai mari de 10M, reacțiile termonucleare au loc în condiții nedegenerate până la formarea celor mai stabile elemente ale vârfului de fier (Fig). Masa miezului în evoluție depinde slab de masa totală a stelei și este de 2-2,5 M.">
Ultima etapă a evoluției stelare este Nebuloasa Crabului - rămășița gazoasă a unei supernove de colaps a miezului, a cărei explozie a fost observată în 1054. În centru se află o stea neutronică care aruncă particule care fac ca gazul să strălucească (albastru). Filamentele exterioare sunt compuse în principal din hidrogen și heliu de la steaua masivă distrusă. NGC 6543, regiunea interioară a nebuloasei Cat's Eye, imagine în culoare falsă (Hα roșu; oxigen neutru albastru, 630 nm; azot ionizat verde, nm). Nebuloasele planetare se formează atunci când straturile exterioare (plicurile) de giganți roșii și supergiganți cu o masă de 2,58 solare sunt vărsate în stadiul final al evoluției lor. Figura: Un disc de acreție de plasmă fierbinte care orbitează o gaură neagră.