Temat prezentacji: Narodziny i ewolucja gwiazd. Narodziny i ewolucja gwiazd Narodziny gwiazd Prezentacja astronomiczna

Kuzynka Sophia i Shevyako Anna

Astronomia jako przedmiot zostaje usunięta z programu szkolnego. Natomiast w fizyce 11 klasy według programu FSES znajduje się rozdział „Struktura Wszechświata”. Ten rozdział zawiera lekcje "Właściwości fizyczne gwiazd" i "Ewolucja gwiazd". Prezentacja przygotowana przez uczniów jest materiałem uzupełniającym te lekcje. Praca jest wykonana estetycznie, kolorowo, kompetentnie, a oferowany w niej materiał wykracza poza zakres programu.

Ściągnij:

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. Jednak tak 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 kurczenia się część chmury 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 wykreślany jest wskaźnik barwy gwiazdy, a na drugiej jej jasność , czyli ilość energii emitowanej na sekundę. Wskaźnik koloru gwiazdy związany jest 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 jest 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 swoją zewnętrzną powłokę, która zamienia się w obłok gazu - mgławicę planetarną i stopniowo rozprasza się w przestrzeni. 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 takich rozmiarów, że druga kosmiczna prędkość staje się równa prędkości światła. W rejonie czarnej dziury przestrzeń jest mocno zakrzywiona, a czas zwalnia.

Życie gwiezdne Powstawanie gwiazd neutronowych i czarnych dziur nieodzownie wiąże się z potężną eksplozją. 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

Wykorzystana literatura Karpenkov S. Kh. Koncepcje współczesnych nauk przyrodniczych. - 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. Developing Universe. - M., 1995.

Dzięki za oglądanie!

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.Kiedy temperatura we wnętrzu protostaru osiągnie 10 milionów stopni, rozpoczyna się termojądrowa reakcja przemiany wodoru w hel, a protogwiazda zamienia się w zwykłą gwiazdę emitującą światło. 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 dwukrotnie 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 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 obserwowane są pozostałości po powłokach eksplodującej 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. Identyfikacja czarnej dziury tego pochodzenia odizolowanej w przestrzeni międzygwiazdowej jest praktycznie niemożliwa, ponieważ znajduje się ona w rozrzedzonej próżni i w żaden sposób nie przejawia się w oddziaływaniach 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. , materia „żyje” „Gwiazdy nieuchronnie „płyną” w kierunku czarnej dziury. 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 mogą mierzyć okresowość zmian natężenia tego rodzaju promieni rentgenowskich i obliczać, 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 wytłumaczeniem jest obecność czarnej dziury w układzie podwójnym gwiazd.

W toku 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. Następny 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 temperaturach 2-5 miliardów K rodzi się tytan, wanad, chrom, żelazo, kobalt, cynk itp. Ale z tych wszystkich pierwiastków najbardziej reprezentowane jest żelazo.

Swoją wewnętrzną strukturą 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 stan krytyczny. Kiedy powstały ciężkie 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 rozżarzona 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.

Zawartość

• Narodziny gwiazd
• Życie gwiazdy
• Białe karły i dziury neutronowe
• Czarne dziury
• Śmierć gwiazd

Cele i zadania

• 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

• Przestrzeń często nazywana jest przestrzenią pozbawioną powietrza, ponieważ jest pusta. Jednak tak 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 chmury zostanie zagęszczona przez ogrzewanie.
• 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 „nowonarodzona” gwiazda, w zależności od swojej początkowej masy, zajmuje określone miejsce na diagramie Hertzsprunga-Russella - wykresie wzdłuż jednej osi, na której wykreślony jest wskaźnik koloru gwiazdy, a z drugiej - jej jasność, tj. ilość energii emitowanej na sekundę.
• Wskaźnik koloru gwiazdy związany jest z temperaturą jej warstw powierzchniowych – im niższa temperatura, tym gwiazda jest bardziej czerwona, a jej wskaźnik koloru wyższy.

Życie gwiazdy

• W trakcie 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

• 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

• Ale nadchodzi moment, kiedy gwiazda jest na skraju kryzysu, nie może już 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 swoją zewnętrzną powłokę, która zamienia się w obłok gazu - mgławicę planetarną i stopniowo rozprasza się w przestrzeni.
• 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 takich rozmiarów, że druga kosmiczna prędkość staje się równa prędkości światła. W rejonie czarnej dziury przestrzeń jest mocno zakrzywiona, a czas zwalnia.

Życie gwiazdy

• Powstawanie gwiazd neutronowych i czarnych dziur nieodzownie wiąże się z potężną eksplozją. 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.

Slajd 1

Slajd 2

Gwiazdy Wszechświat składa się w 98% z 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

Życie gwiazd Ścieżka życia gwiazd jest pełnym cyklem – narodzinami, wzrostem, okresem stosunkowo cichej aktywności, agonii, śmierci i przypomina ścieżkę życia pojedynczego organizmu. Astronomowie nie są w stanie prześledzić życia pojedynczej gwiazdy od początku do końca. Nawet najkrócej żyjące gwiazdy istnieją miliony 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 zrekonstruować drogę ewolucyjną każdej gwiazdy i napisać jej biografię.

Slajd 4

Slajd 5

Regiony gwiazdotwórcze 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 gwiazd w gwiazdozbiorze Węże Ciemne obszary w mgławicy to protogwiazdy

Slajd 6

Mgławica Oriona Mgławica Oriona jest jasną mgławicą emisyjną o zielonkawym odcieniu i znajduje się poniżej Pasa Oriona, można ją zobaczyć nawet gołym okiem 1300 lat świetlnych stąd i ma rozmiar 33 lat świetlnych

Slajd 7

Sprężanie grawitacyjne Sprężanie grawitacyjne Sprężanie grawitacyjne jest konsekwencją niestabilności grawitacyjnej, pomysł Newtona. Jeans później określił minimalny rozmiar chmur, w których może rozpocząć się spontaniczna kompresja. Następuje dość efektywne chłodzenie ośrodka: uwolniona energia grawitacyjna trafia na promieniowanie podczerwone, które trafia w przestrzeń kosmiczną.

Slajd 8

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

Slajd 9

Stan stacjonarny młodej gwiazdy dotarł do głównej sekwencji diagramu G-R, rozpoczął się proces wypalania wodoru - główne gwiezdne paliwo jądrowe praktycznie nie jest sprężone, a zapasy energii już się nie zmieniają.

Slajd 10

Slajd 11

Olbrzymy i nadolbrzymy, gdy wodór całkowicie się wypali, gwiazda opuszcza ciąg główny w rejonie olbrzymów lub, przy dużych masach, nadolbrzymów Giganty i nadolbrzymy

Slajd 12

Grawitacyjna masa skurczu gwiazdy< 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

Krasnoludy Biały karzeł w obłoku międzygwiezdnego pyłu Dwa młode czarne karły w gwiazdozbiorze Byka

Slajd 14

Masa gwiazdy to masa gwiazdy > 1,4 mas Słońca: siły kompresji grawitacyjnej są bardzo duże gęstość materii sięga miliona ton na cm3 uwalniana jest ogromna energia - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K supernowa eksplozja większość gwiazdy zostaje wyrzucona w kosmos z prędkością 1000 -5000 km/s strumienie neutrin chłodzą jądro gwiazdy - gwiazda neutronowa

Slajd 2

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

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

Slajd 3

Ścieżka życia gwiazd jest pełnym cyklem - narodziny, wzrost, okres stosunkowo cichej aktywności, agonii, śmierci i przypomina ścieżkę życia pojedynczego organizmu.

Astronomowie nie są w stanie prześledzić życia pojedynczej gwiazdy od początku do końca. Nawet najkrócej żyjące gwiazdy istnieją miliony 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 zrekonstruować drogę ewolucyjną każdej gwiazdy i napisać jej biografię.

Slajd 4

Wykres Hertzsprunga-Russella

Slajd 5

Regiony gwiazdotwórcze.

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

Mgławica Orzeł, odległa o 6000 lat świetlnych, jest młodą gromadą otwartą w konstelacji Węży, której ciemne obszary to protogwiazdy.

Slajd 6

Mgławica Oriona jest jasną mgławicą emisyjną o zielonkawym odcieniu i znajduje się poniżej Pasa Oriona, którą można zobaczyć nawet gołym okiem w odległości 1300 lat świetlnych i ma rozmiar 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 dość efektywne chłodzenie ośrodka: uwolniona energia grawitacyjna trafia na promieniowanie podczerwone, które trafia w przestrzeń kosmiczną.

Slajd 8

Protogwiazda

• Wraz ze wzrostem gęstości chmur staje się nieprzezroczysty 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 pojawiła się w głównej sekwencji diagramu MR
• rozpoczął się proces wypalania wodoru - głównego gwiezdnego paliwa jądrowego
• praktycznie nie ma kompresji, a zapasy energii już się nie zmieniają
• powolna zmiana składu chemicznego w jego centralnych regionach z powodu konwersji wodoru do helu

Gwiazda przechodzi w stan stacjonarny

Slajd 10

Wykres ewolucji typowej gwiazdy

Slajd 11

gdy wodór całkowicie się wypali, gwiazda opuszcza ciąg główny w rejonie olbrzymów lub przy dużych masach - nadolbrzymów

Giganci i nadolbrzymy

Slajd 12

• masa gwiazdy< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• elektrony socjalizują się, tworząc zdegenerowany gaz elektronowy
• zatrzymanie skurczu grawitacyjnego
• gęstość dochodzi do kilku ton na cm3
• nadal zachowuje T = 10 ^ 4 K
• stopniowo ochładza się i powoli kurczy (miliony lat)
• wreszcie ochłonąć i zmienić się w CZARNE Krasnoludki

Kiedy całe paliwo jądrowe się wypali, rozpoczyna się proces kompresji grawitacyjnej.

Slajd 13

• Biały karzeł w chmurze międzygwiezdnego pyłu
• Dwa młode czarne karły w gwiazdozbiorze Byka

Slajd 14

• masa gwiazdy > 1,4 mas Słońca:
• siły ściskania grawitacyjnego są bardzo duże
• gęstość materii sięga miliona ton na cm3
• uwalnia się ogromna energia - 10 ^ 45 J
• temperatura - 10 ^ 11 K
• wybuch supernowej
• większość gwiazdy jest wyrzucana w kosmos z prędkością 1000-5000 km/s
• strumienie neutrin chłodzą jądro gwiazdy -

Gwiazda neutronowa