Narodziny i ewolucja gwiazd. Temat prezentacji: Narodziny i ewolucja gwiazd Prezentacja na temat ewolucji gwiazd w fizyce

Slajd 2

Ewolucja gwiazd to sekwencja zmian, jakie przechodzi gwiazda podczas swojego życia, to znaczy przez setki tysięcy, miliony lub miliardy lat, podczas gdy emituje światło i ciepło. W tak kolosalnych okresach zmiany są bardzo znaczące.

Slajd 3

Ewolucja gwiazdy zaczyna się w gigantycznym obłoku molekularnym, zwanym również kolebką gwiazd.Większość „pustej” przestrzeni w galaktyce zawiera w rzeczywistości od 0,1 do 1 cząsteczki na cm³. Z drugiej strony obłok molekularny ma gęstość około miliona cząsteczek na cm³. Masa takiego obłoku przekracza masę Słońca o 100 000-10 000 000 razy ze względu na swój rozmiar: od 50 do 300 lat świetlnych średnicy. Dopóki obłok swobodnie krąży wokół centrum swojej macierzystej galaktyki, nic się nie dzieje. Jednak ze względu na niejednorodność pola grawitacyjnego mogą w nim powstawać zaburzenia, prowadzące do lokalnych stężeń masowych. Takie perturbacje powodują grawitacyjne zapadanie się chmury.

Slajd 4

Kiedy obłok molekularny zapada się, dzieli się na coraz mniejsze grudki. Fragmenty o masie mniejszej niż ~100 mas Słońca są zdolne do formowania gwiazdy. W takich formacjach gaz nagrzewa się, gdy kurczy się z powodu uwolnienia grawitacyjnej energii potencjalnej, a obłok staje się protogwiazdą, przekształcając się w obracający się kulisty obiekt. Gwiazdy we wczesnych stadiach swojego istnienia z reguły są ukryte w gęstym obłoku pyłu i gazu. Często sylwetki takich gwiazdotwórczych kokonów można zobaczyć na tle jasnego promieniowania otaczającego gazu. Takie formacje nazywane są kulkami Boca.

Slajd 5

Młode gwiazdy o małej masie (do trzech mas Słońca), które są na drodze do ciągu głównego, są całkowicie konwekcyjne; proces konwekcji obejmuje wszystkie obszary oprawy. Są to w zasadzie protogwiazdy, w których centrum dopiero zaczynają się reakcje jądrowe, a całe promieniowanie powstaje głównie w wyniku kompresji grawitacyjnej. Równowaga hydrostatyczna nie została jeszcze ustalona, ​​ale jasność gwiazdy spada przy stałej efektywnej temperaturze.

Slajd 6

Bardzo mała część protogwiazd nie osiąga temperatury wystarczającej do reakcji fuzji termojądrowej. Takie gwiazdy otrzymały nazwę „brązowe karły”, ich masa nie przekracza jednej dziesiątej masy Słońca. Takie gwiazdy giną szybko, stopniowo stygnąc przez kilkaset milionów lat. W niektórych z najbardziej masywnych protogwiazd temperatura, z powodu silnej kompresji, może osiągnąć 10 milionów K, umożliwiając syntezę helu z wodoru. Taka gwiazda zaczyna świecić.

Slajd 7

Reakcje spalania helu są bardzo wrażliwe na temperaturę. Prowadzi to czasami do dużej niestabilności. Występują najsilniejsze pulsacje, które ostatecznie nadają zewnętrznym warstwom wystarczające przyspieszenie, aby zostały odrzucone i zamieniły się w mgławicę planetarną. W centrum mgławicy pozostaje nagie jądro gwiazdy, w którym termo- reakcje jądrowe, a schładzając się, zamienia się w białego karła helowego, zwykle o masie do 0,5-0,6 Słońca i średnicy rzędu średnicy Ziemi.

Slajd 8

Po dotarciu do gwiazdy średni rozmiar(od 0,4 do 3,4 mas Słońca) fazy czerwonego olbrzyma w jej jądrze, kończy się wodór i rozpoczynają się reakcje syntezy węgla z helu. Proces ten zachodzi w wyższych temperaturach i dlatego przepływ energii z jądra wzrasta, co prowadzi do tego, że zewnętrzne warstwy gwiazdy zaczynają się rozszerzać. Początek syntezy węgla wyznacza nowy etap w życiu gwiazdy i trwa przez pewien czas. W przypadku gwiazdy podobnej wielkością do Słońca proces ten może trwać około miliarda lat.

Slajd 9

Młode gwiazdy o masie większej niż 8 mas Słońca mają już cechy gwiazd normalnych, ponieważ przeszły wszystkie etapy pośrednie i były w stanie osiągnąć takie tempo reakcji jądrowych, że kompensują straty energii na promieniowanie podczas akumulacji masa rdzenia hydrostatycznego. W tych gwiazdach przepływ masy i jasność są tak duże, że nie tylko powstrzymują zapadanie się zewnętrznych obszarów obłoku molekularnego, które nie stały się jeszcze częścią gwiazdy, ale wręcz przeciwnie, odpychają je. Tak więc masa uformowanej gwiazdy jest zauważalnie mniejsza niż masa obłoku protogwiazdowego. Najprawdopodobniej wyjaśnia to brak w naszej galaktyce gwiazd większych niż około 300 mas Słońca.

Slajd 10

Gdy gwiazda o masie większej niż pięć mas Słońca wchodzi w stadium czerwonego nadolbrzyma, jej jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem sił grawitacyjnych. W miarę postępu kompresji wzrasta temperatura i gęstość, rozpoczyna się nowa sekwencja reakcji termojądrowych. W takich reakcjach syntetyzowane są coraz cięższe pierwiastki: hel, węgiel, tlen, krzem i żelazo, co tymczasowo hamuje rozpad jądra. Docelowo w miarę powstawania coraz cięższych pierwiastków układ okresowyżelazo-56 jest syntetyzowane z krzemu. Na tym etapie dalsza fuzja termojądrowa staje się niemożliwa, ponieważ jądro żelaza-56 ma maksymalny defekt masy, a tworzenie cięższych jąder z uwolnieniem energii jest niemożliwe. Dlatego gdy żelazne jądro gwiazdy osiąga pewien rozmiar, ciśnienie w nim nie jest już w stanie wytrzymać grawitacji zewnętrznych warstw gwiazdy i następuje natychmiastowe zapadanie się jądra wraz z neutronizacją jego materii.

Slajd 11

Towarzyszący wybuch neutrin wywołuje falę uderzeniową. Silne dżety neutrin i wirujące pole magnetyczne wyrzucają większość materiału nagromadzonego przez gwiazdę - tzw. elementy siedzeń, w tym elementy żelazne i lżejsze. Rozpraszająca się materia jest bombardowana przez neutrony wyrzucane z jądra, wychwytując je i tworząc w ten sposób zestaw pierwiastków cięższych od żelaza, w tym radioaktywnych, aż do uranu (a być może nawet do kalifornu). Tak więc wybuchy supernowych wyjaśniają obecność pierwiastków cięższych od żelaza w materii międzygwiazdowej, co jednak nie jest jedyną możliwą drogą ich powstawania, np. dowodzą tego gwiazdy technetu.

Slajd 12

Fala uderzeniowa i dżety neutrin unoszą materię z umierającej gwiazdy w przestrzeń międzygwiazdową. Następnie, ochładzając się i przemieszczając w przestrzeni, ten materiał supernowej może zderzać się z innymi kosmicznymi „odpadami” i prawdopodobnie uczestniczyć w tworzeniu się nowych gwiazd, planet lub satelitów. Procesy zachodzące podczas formowania się supernowej są wciąż badane i jak dotąd nie ma jasności w tej kwestii. Pozostaje również pytanie, co właściwie pozostało z pierwotnej gwiazdy. Rozważane są jednak dwie opcje: gwiazdy neutronowe i czarne dziury.

Slajd 13

Mgławica Krab to gazowa mgławica w gwiazdozbiorze Byka, która jest pozostałością po supernowej i plerionem. Stał się pierwszym obiektem astronomicznym zidentyfikowanym z historyczną eksplozją supernowej zarejestrowaną przez chińskich i arabskich astronomów w 1054 roku. Położona około 6500 lat świetlnych (2 kpc) od Ziemi, mgławica ma średnicę 11 lat świetlnych (3,4 pc) i rozszerza się z prędkością około 1500 kilometrów na sekundę. W centrum mgławicy znajduje się (gwiazda neutronowa) o średnicy 28-30 km, która emituje impulsy promieniowania od promieni gamma do fal radiowych. Z promieniowaniem rentgenowskim i gamma powyżej 30 keV pulsar ten jest najsilniejszym stałym źródłem takiego promieniowania w naszej galaktyce.

Zobacz wszystkie slajdy

• Prezentacja

• Temat: Narodziny i ewolucja gwiazd

• Rodkina L.R.

• Profesor nadzwyczajny Wydziału Elektroniki, ISBS

• VSUES, 2009

• Narodziny gwiazd

• Życie gwiazdy

• Białe karły i dziury neutronowe

• Czarne dziury

• Śmierć gwiazd

Cele i cele

• Zapoznanie się z działaniem sił grawitacji we Wszechświecie, które prowadzą do powstawania gwiazd.

• Rozważ proces ewolucji gwiazd.

• Podaj pojęcie prędkości przestrzennej gwiazd.

• Opisz fizyczną naturę gwiazd.

Narodziny gwiazdy

Narodziny gwiazdy

Narodziny gwiazdy

Życie gwiazdy

Życie gwiazdy

• Żywotność gwiazdy zależy głównie od jej masy. Według obliczeń teoretycznych masa gwiazdy może wahać się od 0,08 przed 100 masy słoneczne.

• Im większa masa gwiazdy, tym szybciej wodór wypala się, a cięższe pierwiastki mogą powstawać w wyniku fuzji termojądrowej w jej wnętrzu. Na późniejszym etapie ewolucji, kiedy hel zaczyna płonąć w centralnej części gwiazdy, opuszcza Ciąg Główny, stając się, w zależności od swojej masy, niebieskim lub czerwonym olbrzymem.

Życie gwiazdy

Życie gwiazdy

Śmierć gwiazdy

Bibliografia:

• Shklovsky ISStars: ich narodziny, życie i śmierć. - M.: Nauka, Wydanie główne literatury fizycznej i matematycznej, 1984 .-- 384 s.

• Vladimir Surdin Jak rodzą się gwiazdy - Rubryka „Planetarium”, Dookoła świata, №2 (2809), luty 2008

Pytania kontrolne

• Skąd pochodzą gwiazdy?

• Jak powstają?

• Ponieważ czas życia gwiazd jest ograniczony, muszą i pojawić się w skończonym czasie. Jak możemy dowiedzieć się czegoś o tym procesie?

• Czy nie widzisz gwiazd tworzących się na niebie?

• Czy nie jesteśmy świadkami ich narodzin?

Używane książki

• Slajd 1

  

  Slajd 2

  Wszechświat składa się z 98% gwiazd. Są także głównym elementem galaktyki.

  „Gwiazdy to ogromne kule helu, wodoru i innych gazów. Grawitacja wciąga je do środka, a ciśnienie gorącego gazu wypycha je na zewnątrz, tworząc równowagę. Energia gwiazdy zawarta jest w jej jądrze, gdzie co sekundę hel oddziałuje z wodorem ”.

  

  Slajd 3

  Ścieżka życia gwiazd to pełny cykl - narodziny, wzrost, okres stosunkowo cichej aktywności, agonii, śmierci i przypomina ścieżka życia oddzielny organizm.

  Astronomowie nie są w stanie prześledzić życia pojedynczej gwiazdy od początku do końca. Nawet najkrócej żyjące gwiazdy istnieją od milionów lat - dłużej niż życie nie tylko jednej osoby, ale całej ludzkości. Jednak naukowcy mogą obserwować wiele gwiazd na różnych etapach ich rozwoju – nowo narodzonych i umierających. Wykorzystując liczne portrety gwiazd, starają się odtworzyć ścieżkę ewolucyjną każdej gwiazdy i napisać jej biografię.

  

  Slajd 4

  

  Slajd 5

  Regiony gwiazdotwórcze.

  Gigantyczne obłoki molekularne o masach większych niż 105 mas Słońca (w Galaktyce znanych jest ponad 6000)

  Mgławica Orzeł

  6000 lat świetlnych od nas, młoda gromada otwarta w gwiazdozbiorze Węży, ciemne obszary mgławicy to protogwiazdy

  

  Slajd 6

  Mgławica Oriona

  Świetlna mgławica emisyjna o zielonkawym odcieniu, znajdująca się poniżej Pasa Oriona, widoczna nawet gołym okiem w odległości 1300 lat świetlnych i wielkości 33 lat świetlnych

  

  Slajd 7

  Kompresja grawitacyjna

  Kompresja jest konsekwencją niestabilności grawitacyjnej, pomysł Newtona. Jeans później określił minimalny rozmiar chmur, w których może rozpocząć się spontaniczna kompresja.

  Następuje dostatecznie efektywne chłodzenie ośrodka: wyzwolona energia grawitacji trafia na promieniowanie z zakresu podczerwieni, które trafia do przestrzeń.

  

  Slajd 8

  Protogwiazda

  Wraz ze wzrostem gęstości chmur staje się nieprzezroczysta dla promieniowania. Temperatura wewnętrznych obszarów zaczyna rosnąć. Temperatura we wnętrzu protogwiazdy osiąga próg reakcji fuzji termojądrowej. Kompresja zatrzymuje się na chwilę.

  

  Slajd 9

  młoda gwiazda doszła do głównej sekwencji Wykresy HR rozpoczął się proces wypalania wodoru - główne gwiezdne paliwo jądrowe praktycznie nie jest sprężone, a zapasy energii nie zmieniają się już powoli skład chemiczny w jego centralnych regionach, ze względu na konwersję wodoru do helu

  Gwiazda przechodzi w stan stacjonarny

  

  Slajd 10

  

  Slajd 11

  kiedy wodór całkowicie się wypala, gwiazda opuszcza ciąg główny w rejon olbrzymów lub, przy dużych masach, nadolbrzymów

  Giganci i nadolbrzymy

  

  
  

  Na gwiaździstym niebie obok gwiazd znajdują się obłoki składające się z cząstek gazu i pyłu (wodoru). Niektóre z nich są tak gęste, że zaczynają się kurczyć pod wpływem sił przyciągania grawitacyjnego. Gdy się kurczy, gaz nagrzewa się i zaczyna emitować promienie podczerwone. Na tym etapie gwiazda nazywa się PROTOSTAR.Gdy temperatura we wnętrzu protostaru osiągnie 10 milionów stopni, rozpoczyna się termojądrowa reakcja przemiany wodoru w hel, a protogwiazda zamienia się w zwykłą gwiazdę, emitowanie światła... Gwiazdy średniej wielkości, takie jak Słońce, mają średnio 10 miliardów lat światła. Uważa się, że Słońce wciąż na nim jest, ponieważ znajduje się w połowie swojego cyklu życia.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Cały wodór w trakcie reakcji termojądrowej zamienia się w hel, tworzy się warstwa helu. Jeżeli temperatura w warstwie helu jest mniejsza niż 100 milionów Kelwinów, nie zachodzi dalsza reakcja termojądrowa przemiany jąder helu w jądra azotu i węgla, reakcja termojądrowa nie zachodzi w centrum gwiazdy, a jedynie w wodorze warstwa przylegająca do warstwy helu, podczas gdy temperatura wewnątrz gwiazdy stopniowo wzrasta… Gdy temperatura osiągnie 100 milionów Kelwinów, w jądrze helowym rozpoczyna się reakcja termojądrowa, podczas której jądra helu przekształcają się w jądra węgla, azotu i tlenu. Zwiększa się jasność i rozmiar gwiazdy, zwykła gwiazda staje się czerwonym olbrzymem lub nadolbrzymem. Otoczka okołogwiazdowa gwiazd, których masa jest nie większa niż 1,2 masy Słońca, stopniowo rozszerza się i ostatecznie odrywa od jądra, a gwiazda zamienia się w białego karła, który stopniowo stygnie i zanika. Jeśli masa gwiazdy jest około dwa razy większa od masy Słońca, wtedy takie gwiazdy pod koniec swojego życia stają się niestabilne i eksplodują, stają się supernowymi, a następnie zamieniają się w gwiazdy neutronowe lub czarną dziurę.
  

  
  

  
  

  
  

  Pod koniec życia czerwony olbrzym zamienia się w białego karła. Biały karzeł to supergęste jądro czerwonego olbrzyma, składające się z helu, azotu, tlenu, węgla i żelaza. Biały karzeł jest mocno skompresowany. Jego promień wynosi około 5000 km, czyli jest w przybliżeniu równy rozmiarowi naszej Ziemi. Co więcej, jego gęstość wynosi około 4 × 106 g / cm 3, czyli taka substancja waży o cztery miliony więcej niż woda na Ziemi. Temperatura na jego powierzchni to 10000K. Biały karzeł stygnie bardzo powoli i istnieje do końca świata.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Gwiazda nazywana jest supernową, gdy kończy swoją ewolucję w trakcie grawitacyjnego kolapsu. Powstanie supernowej kończy istnienie gwiazd o masie powyżej 8-10 mas Słońca. W miejscu gigantycznej eksplozji supernowej pozostaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura, a wokół tych obiektów przez pewien czas obserwuje się pozostałości powłok po wybuchu gwiazdy. Wybuch supernowej w naszej Galaktyce jest dość rzadkim zjawiskiem. Przeciętnie zdarza się to raz lub dwa razy na sto lat, więc bardzo trudno jest uchwycić moment, w którym gwiazda emituje energię w przestrzeń kosmiczną i rozbłyska w tej samej sekundzie jak miliardy gwiazd.
  

  
  

  
  

  Ekstremalne siły powstające podczas formowania się gwiazdy neutronowej ściskają atomy w taki sposób, że elektrony wciśnięte w jądra łączą się z protonami, tworząc neutrony. W ten sposób rodzi się gwiazda, prawie całkowicie złożona z neutronów. Supergęsty płyn jądrowy, gdyby został sprowadzony na Ziemię, eksplodowałby jak bomba atomowa, ale w gwieździe neutronowej jest stabilny ze względu na ogromne ciśnienie grawitacyjne. Jednak w zewnętrznych warstwach gwiazdy neutronowej (jak w rzeczywistości wszystkich gwiazd) ciśnienie i temperatura spadają, tworząc stałą skorupę o grubości około kilometra. Uważa się, że składa się głównie z jąder żelaza.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Czarne dziury Zgodnie z naszymi obecnymi wyobrażeniami o ewolucji gwiazd, gdy gwiazda o masie przekraczającej około 30 mas Słońca ginie w wybuchu supernowej, jej zewnętrzna powłoka rozprasza się, a jej wewnętrzne warstwy gwałtownie zapadają się w kierunku środka i tworzą czarną dziurę w miejsce gwiazdy, która zużyła swoje zapasy paliwa. Wykrycie czarnej dziury tego pochodzenia odizolowanej w przestrzeni międzygwiazdowej jest praktycznie niemożliwe, ponieważ znajduje się ona w rozrzedzonej próżni i nie przejawia się w żaden sposób w postaci oddziaływań grawitacyjnych. Jeśli jednak taka dziura była częścią układu podwójnego gwiazd (dwie gorące gwiazdy krążące wokół swojego środka masy), czarna dziura nadal będzie oddziaływać grawitacyjnie na swoją sparowaną gwiazdę. czarna dziura. Zbliżając się do śmiertelnej granicy, substancja zassana do lejka czarnej dziury nieuchronnie gęstnieje i nagrzewa się ze względu na wzrost zderzeń pomiędzy cząsteczkami pochłoniętymi przez dziurę, aż rozgrzeje się do energii promieniowania falowego w zakresie rentgenowskim. Astronomowie potrafią zmierzyć częstotliwość zmian natężenia tego rodzaju promieni rentgenowskich i obliczyć, porównując je z innymi dostępnymi danymi, przybliżoną masę obiektu „przyciągającego” na siebie materię. Jeśli masa obiektu przekracza granicę Chandrasekhara (1,4 masy Słońca), obiekt ten nie może być białym karłem, w którym nasza gwiazda ma się zdegenerować. W większości zidentyfikowanych przypadków obserwacji takich podwójnych gwiazd rentgenowskich gwiazda neutronowa jest obiektem masywnym. Jednak zliczono już kilkanaście przypadków, w których jedynym rozsądnym wyjaśnieniem jest obecność czarnej dziury w układzie podwójnym gwiazd.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  W trakcie reakcji termojądrowych, które zachodzą we wnętrzu gwiazdy niemal przez całe jej życie, wodór zamienia się w hel. Po tym, jak znaczna część wodoru zamieni się w hel, temperatura w jego środku wzrasta. Gdy temperatura wzrasta do około 200 milionów K, hel staje się paliwem jądrowym, które następnie zamienia się w tlen i neon. Temperatura w centrum gwiazdy stopniowo wzrasta do 300 milionów K. Ale nawet w tak wysokich temperaturach tlen i neon są dość stabilne i nie wchodzą w reakcje jądrowe. Jednak po chwili temperatura się podwaja, teraz wynosi już 600 mln K. A wtedy neon staje się paliwem jądrowym, które w wyniku reakcji zamienia się w magnez i krzem. Powstawaniu magnezu towarzyszy uwalnianie wolnych neutronów. Swobodne neutrony, reagując z tymi metalami, tworzą atomy cięższych metali - aż do uranu - najcięższego z naturalnych pierwiastków.
  

  
  

  Ale teraz cały neon w rdzeniu został zużyty. Rdzeń zaczyna się kurczyć i ponownie skurczowi towarzyszy wzrost temperatury. Kolejny etap następuje, gdy każde dwa atomy tlenu łączą się, tworząc atom krzemu i atom helu. Atomy krzemu, łączące się w pary, tworzą atomy niklu, które wkrótce zamieniają się w atomy żelaza. W reakcjach jądrowych, którym towarzyszy pojawienie się nowych pierwiastków chemicznych, wchodzą nie tylko neutrony, ale także protony i atomy helu. Pojawiają się pierwiastki takie jak siarka, glin, wapń, argon, fosfor, chlor, potas. W temperaturze 2-5 miliardów K rodzą się tytan, wanad, chrom, żelazo, kobalt, cynk itp. Ale z tych wszystkich pierwiastków najbardziej reprezentowane jest żelazo.
  

  
  

  Jego Struktura wewnętrzna gwiazda przypomina teraz cebulę, której każda warstwa jest wypełniona głównie jednym pierwiastkiem. Wraz z formowaniem się żelaza gwiazda znajduje się w przededniu dramatycznej eksplozji. Reakcje jądrowe zachodzące w żelaznym jądrze gwiazdy prowadzą do przemiany protonów w neutrony. W tym przypadku emitowane są strumienie neutrin, przenoszące w przestrzeń kosmiczną znaczną ilość energii gwiazdy. Jeśli temperatura w jądrze gwiazdy jest wysoka, to te straty energii mogą mieć poważne konsekwencje, ponieważ prowadzą do obniżenia ciśnienia promieniowania niezbędnego do utrzymania stabilności gwiazdy. W konsekwencji ponownie wchodzą w grę siły grawitacyjne, mające na celu dostarczenie niezbędnej energii do gwiazdy. Siły grawitacji coraz szybciej ściskają gwiazdę, uzupełniając energię uprowadzoną przez neutrino.
  

  
  

  Tak jak poprzednio, kurczeniu się gwiazdy towarzyszy wzrost temperatury, która ostatecznie osiąga 4-5 miliardów K. Teraz wydarzenia rozwijają się nieco inaczej. Jądro składające się z pierwiastków grupy żelaza przechodzi poważne zmiany: pierwiastki tej grupy nie wchodzą już w reakcje z tworzeniem cięższych pierwiastków, ale rozpadają się z przemianą w hel, emitując kolosalny strumień neutronów. Większość z tych neutronów jest wychwytywana przez materiał zewnętrznych warstw gwiazdy i uczestniczy w tworzeniu ciężkich pierwiastków. Na tym etapie gwiazda osiąga krytyczna kondycja... Kiedy ciężki pierwiastki chemiczne, energia została uwolniona w wyniku fuzji lekkich jąder. W ten sposób gwiazda przez setki milionów lat przeznaczyła jej ogromne ilości. Teraz produkty końcowe reakcji jądrowych ponownie ulegają rozpadowi, tworząc hel: gwiazda jest zmuszona do uzupełnienia utraconej wcześniej energii
  

  
  

  Betelgeuse (z arabskiego „Dom Bliźniąt”), czerwony nadolbrzym w konstelacji Oriona, przygotowuje się do eksplozji. Jedna z największych gwiazd znanych astronomom. Gdyby został umieszczony zamiast Słońca, to przy minimalnym rozmiarze wypełniłby orbitę Marsa, a przy maksymalnym osiągnąłby orbitę Jowisza. Objętość Betelgeuse jest prawie 160 milionów razy większa niż Słońca. I jest jednym z najjaśniejszych - jego jasność jest kilka razy większa niż słońca. Jego wiek to tylko, według kosmicznych standardów, około 10 milionów lat, a ta gorąca, gigantyczna przestrzeń „Czarnobyl” jest już na skraju wybuchu. Czerwony olbrzym już zaczął się męczyć i kurczyć. W okresie obserwacji od 1993 do 2009 średnica gwiazdy zmniejszyła się o 15%, a teraz po prostu kurczy się na naszych oczach. Astronomowie NASA obiecują, że potworna eksplozja zwiększy jasność gwiazdy tysiące razy. Ale ze względu na daleką odległość lat świetlnych od nas katastrofa nie dotknie w żaden sposób naszej planety. A wynikiem eksplozji będzie powstanie supernowej.
  

  
  

  Jak będzie wyglądało to najrzadsze wydarzenie z ziemi? Nagle na niebie rozbłyśnie bardzo jasna gwiazda.. Taki kosmiczny pokaz potrwa około sześciu tygodni, co oznacza ponad półtora miesiąca „białych nocy” w niektórych częściach planety, inni będą cieszyć się dwoma lub trzy dodatkowe godziny światła dziennego i wspaniały widok eksplodującej gwiazdy nocą. W ciągu dwóch do trzech tygodni po eksplozji gwiazda zacznie blaknąć, a za kilka lat w końcu zamieni się w mgławicę Kraba dla ziemskiego obserwatora. Otóż ​​fale naładowanych cząstek po eksplozji dotrą do Ziemi za kilka stuleci, a mieszkańcy Ziemi otrzymają niewielką (4-5 rzędów wielkości mniej śmiertelną) dawkę promieniowania jonizującego. Ale w żadnym wypadku nie trzeba się martwić - jak twierdzą naukowcy, nie ma zagrożenia dla Ziemi i jej mieszkańców, ale takie zdarzenie jest samo w sobie wyjątkowe - ostatni dowód wybuchu supernowej na Ziemi datowany jest na 1054 rok.
  

  
  

  
  

  
  

  Kuzynka Sophia i Shevyako Anna

  Astronomia jako przedmiot wywodzi się z program nauczania... Natomiast w fizyce 11 klasy, według programu FSES, znajduje się rozdział „Struktura Wszechświata”. Ten rozdział zawiera lekcje „ Charakterystyka fizyczna gwiazdy "i" Ewolucja gwiazd. "Ta prezentacja, przygotowana przez uczniów, jest dodatkowy materiał na te lekcje. Praca jest wykonana estetycznie, kolorowo, kompetentnie, a oferowany w niej materiał wykracza poza zakres programu.

  Pobierać:

  Zapowiedź:

  Aby skorzystać z podglądu prezentacji, załóż sobie konto Google (konto) i zaloguj się do niego: https://accounts.google.com

  
  

  Podpisy slajdów:

  Narodziny i ewolucja gwiazd Prace wykonali: uczniowie 11 klasy „L” MBOU „Szkoła średnia nr 37” Kemerowo Kuzina Sophia i Shevyako Anna. Kierownik: Shinkorenko Olga Vladimirovna, nauczycielka fizyki.

  Narodziny gwiazdy Kosmos jest często nazywany przestrzenią pozbawioną powietrza, uważając ją za pustą. Tak jednak nie jest. Przestrzeń międzygwiazdowa zawiera pył i gaz, głównie hel i wodór, przy czym tych ostatnich jest znacznie więcej. We Wszechświecie są nawet całe chmury pyłu i gazu, które mogą być skompresowane przez siły grawitacji.

  Narodziny gwiazdy W procesie kompresji część obłoku staje się gęstsza, gdy się nagrzewa. Jeśli masa zapadającej się substancji jest wystarczająca do zajścia w niej reakcji jądrowych podczas procesu kompresji, to z takiej chmury otrzymuje się gwiazdę.

  Narodziny gwiazdy Każda „noworodzona” gwiazda, w zależności od swojej masy początkowej, zajmuje określone miejsce na diagramie Hertzsprunga-Russella – wykresie, wzdłuż którego jednej osi naniesiony jest kolor gwiazdy, a na drugiej jej jasność, tj ilość energii emitowanej na sekundę. Wskaźnik koloru gwiazdy jest związany z temperaturą jej warstw powierzchniowych – im niższa temperatura, tym gwiazda jest bardziej czerwona, a jej wskaźnik koloru wyższy.

  Życie gwiazd Podczas ewolucji gwiazdy zmieniają swoją pozycję na wykresie widmo-jasność, przechodząc z jednej grupy do drugiej. Gwiazda spędza większość swojego życia na Sekwencji Głównej. Na prawo i wyżej znajdują się zarówno najmłodsze gwiazdy, jak i gwiazdy, które zaszły daleko na swojej drodze ewolucyjnej.

  Życie gwiazdy Czas życia gwiazdy zależy głównie od jej masy. Według obliczeń teoretycznych masa gwiazdy może wahać się od 0,08 do 100 mas Słońca. Im większa masa gwiazdy, tym szybciej wodór wypala się, a cięższe pierwiastki mogą powstawać w wyniku fuzji termojądrowej w jej wnętrzu. Na późniejszym etapie ewolucji, kiedy hel zaczyna płonąć w centralnej części gwiazdy, opuszcza Ciąg Główny, stając się, w zależności od swojej masy, niebieskim lub czerwonym olbrzymem.

  Życie gwiazdy Nadchodzi jednak chwila, gdy gwiazda znajduje się na skraju kryzysu, nie jest już w stanie generować niezbędnej ilości energii, aby utrzymać ciśnienie wewnętrzne i przeciwstawić się siłom grawitacji. Rozpoczyna się proces niepowstrzymanego skurczu (zapadnięcia). W wyniku kolapsu powstają gwiazdy o ogromnej gęstości (białe karły). Równolegle z formowaniem się supergęstego jądra gwiazda zrzuca swoje powłoka zewnętrzna, który zamienia się w obłok gazu - mgławicę planetarną i stopniowo rozprasza się w kosmos. Gwiazda o większej masie może kurczyć się do promienia 10 km, zamieniając się w gwiazdę neutronową. Jedna łyżka gwiazdy neutronowej waży 1 miliard ton! Ostatnim etapem ewolucji jeszcze masywniejszej gwiazdy jest powstawanie czarnej dziury. Gwiazda zostaje skompresowana do takiego rozmiaru, że staje się druga kosmiczna prędkość jednakowa prędkość Swieta. W rejonie czarnej dziury przestrzeń jest mocno zakrzywiona, a czas zwalnia.

  Życie gwiazd Powstawanie gwiazd neutronowych i czarnych dziur jest koniecznie związane z potężna eksplozja... Na niebie pojawia się jasna kropka, prawie tak jasna jak galaktyka, w której błysnęła. To jest „Supernowa”. Wzmianki znalezione w starożytnych kronikach o pojawieniu się najjaśniejszych gwiazd na niebie są niczym innym jak dowodem kolosalnych kosmicznych eksplozji.

  Śmierć gwiazdy Gwiazda traci całą swoją zewnętrzną powłokę, która rozpraszając się z dużą prędkością, po setkach tysięcy lat rozpuszcza się bez śladu w ośrodku międzygwiazdowym, a wcześniej obserwujemy ją jako rozszerzającą się mgławicę gazową. Przez pierwsze 20 000 lat rozszerzeniu otoczki gazowej towarzyszy potężna emisja radiowa. W tym czasie jest to kula gorącej plazmy z polem magnetycznym, która utrzymuje wysokoenergetyczne naładowane cząstki powstałe w supernowej. Im więcej czasu minęło od wybuchu, tym słabsza emisja radiowa i niższa temperatura plazmy.

  Przykłady gwiazd w galaktyce w konstelacji Ursa Major Ursa Major

  Przykłady głównych konstelacji Andromedy

  Używana literatura Karpenkov S. Kh. Concepts nowoczesne nauki przyrodnicze... - M., 1997. Shklovsky I. S. Gwiazdy: ich narodziny, życie i śmierć. - M.: Nauka, Wydanie główne literatury fizycznej i matematycznej, 1984 .-- 384 s. Vladimir Surdin Jak rodzą się gwiazdy - Rubryka "Planetarium", Dookoła świata, №2 (2809), luty 2008 Karpenkov S. Kh. Podstawowe pojęcia z nauk przyrodniczych. - M., 1998. Novikov ID Ewolucja Wszechświata. - M., 1990. Rovinsky R. E. Rozwijający się wszechświat. - M., 1995.

  Dzięki za oglądanie!