सितारों के विकास पर खगोल विज्ञान प्रस्तुति। सितारों का जन्म और विकास

तारों वाले आकाश में, सितारों के साथ, गैस और धूल (हाइड्रोजन) कणों से युक्त बादल होते हैं। उनमें से कुछ इतने घने हैं कि वे गुरुत्वाकर्षण आकर्षण बल के प्रभाव में सिकुड़ने लगते हैं। जैसे ही यह सिकुड़ता है, गैस गर्म हो जाती है और अवरक्त किरणों का उत्सर्जन शुरू हो जाता है। इस स्तर पर, स्टार को PROTOSTAR कहा जाता है। जब प्रोटोस्टार के आंतरिक भाग में तापमान 10 मिलियन डिग्री तक पहुंच जाता है, तो हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करने की एक थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू होती है, और प्रोटोस्टार प्रकाश उत्सर्जक करने वाले एक साधारण तारे में बदल जाता है। मध्यम आकार के तारे जैसे सूर्य में औसतन 10 अरब वर्ष का प्रकाश होता है। यह माना जाता है कि सूर्य अभी भी उस पर है, क्योंकि वह अपने जीवन चक्र के बीच में है।

थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया के दौरान सभी हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाते हैं, एक हीलियम परत बन जाती है। यदि हीलियम परत में तापमान 100 मिलियन केल्विन से कम है, तो हीलियम नाभिक के नाइट्रोजन और कार्बन नाभिक में रूपांतरण की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया नहीं होती है, तारे के केंद्र में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया नहीं होती है, लेकिन केवल हीलियम परत से सटे हाइड्रोजन परत में, जबकि स्टार के अंदर तापमान धीरे-धीरे बढ़ता है। ... जब तापमान 100 मिलियन केल्विन तक पहुंच जाता है, तो हीलियम कोर में एक थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू होती है, जबकि हीलियम नाभिक कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन के नाभिक में परिवर्तित हो जाता है। तारे की चमक और आकार में वृद्धि होती है, एक साधारण तारा एक लाल विशालकाय या अति विशालकाय बन जाता है। तारों का परिस्थिति-संबंधी लिफाफा, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 1.2 गुना अधिक नहीं है, धीरे-धीरे फैलता है और अंततः कोर से टूट जाता है, और तारा एक सफेद बौने में बदल जाता है, जो धीरे-धीरे ठंडा हो जाता है और दूर हो जाता है। यदि किसी तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से लगभग दोगुना है, तो उनके जीवन के अंत में ऐसे तारे अस्थिर हो जाते हैं और फट जाते हैं, सुपरनोवा बन जाते हैं और फिर न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल में बदल जाते हैं।

अपने जीवन के अंत में, लाल विशाल सफेद बौने में बदल जाता है। श्वेत बौना लाल विशालकाय का सुपरडेंस कोर है, जो हीलियम, नाइट्रोजन, ऑक्सीजन, कार्बन और लोहे से बना है। सफेद बौना अत्यधिक संकुचित है। इसका दायरा लगभग 5000 किमी है, अर्थात यह हमारी पृथ्वी के आकार के लगभग बराबर है। इसके अलावा, इसका घनत्व लगभग 4 × 10 6 g / cm 3 है, अर्थात ऐसा पदार्थ पृथ्वी पर पानी से चार मिलियन अधिक वजनी है। इसकी सतह पर तापमान 10000K है। सफेद बौना बहुत धीरे-धीरे ठंडा होता है और दुनिया के अंत तक अस्तित्व में रहता है।

एक तारा को गुरुत्वाकर्षण के पतन के दौरान उसके विकास के समय सुपरनोवा कहा जाता है। 8-10 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारों का अस्तित्व एक सुपरनोवा के निर्माण के साथ समाप्त होता है। एक विशाल सुपरनोवा विस्फोट की साइट पर, एक न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल रहता है, और इन वस्तुओं के आसपास, कुछ समय के लिए, विस्फोट किए गए स्टार के गोले के अवशेष देखे जाते हैं। हमारी आकाशगंगा में एक सुपरनोवा विस्फोट एक दुर्लभ घटना है। औसतन, यह सौ साल में एक या दो बार होता है, इसलिए उस क्षण को पकड़ना बहुत मुश्किल होता है जब कोई तारा बाहरी अंतरिक्ष में ऊर्जा उत्सर्जित करता है और अरबों सितारों की तरह उस दूसरे स्थान पर प्रवाहित होता है।

न्यूट्रॉन स्टार के निर्माण के दौरान उत्पन्न होने वाली चरम शक्तियां परमाणुओं को इस तरह से संपीड़ित करती हैं कि नाभिक में दबाए गए इलेक्ट्रॉन न्यूट्रॉन बनाने के लिए प्रोटॉन से जुड़ जाते हैं। इस प्रकार, एक तारा जन्म लेता है, लगभग पूरी तरह से न्यूट्रॉन से बना होता है। यदि पृथ्वी पर लाया जाता है तो एक सुपरडेंस परमाणु तरल, एक परमाणु बम की तरह फट जाएगा, लेकिन एक न्यूट्रॉन स्टार में यह जबरदस्त गुरुत्वाकर्षण दबाव के कारण स्थिर होता है। हालांकि, एक न्यूट्रॉन स्टार की बाहरी परतों में (जैसा कि, वास्तव में, सभी तारों का), दबाव और तापमान गिरता है, जिससे एक किलोमीटर मोटी ठोस परत बन जाती है। ऐसा माना जाता है कि यह मुख्य रूप से लौह नाभिक से बना है।

ब्लैक होल तारों के विकास की हमारी वर्तमान समझ के अनुसार, जब एक तारे का द्रव्यमान वाला एक पिंड एक सुपरनोवा विस्फोट में लगभग 30 सौर द्रव्यमान से अधिक नष्ट हो जाता है, तो इसका बाहरी आवरण बिखर जाता है और इसकी भीतरी परतें तेजी से केंद्र की ओर गिर जाती हैं और तारे के स्थान पर एक ब्लैक होल का निर्माण करती हैं जिसने इसके ईंधन भंडार का उपयोग किया है। इंटरस्टेलर अंतरिक्ष में पृथक इस मूल के एक ब्लैक होल की पहचान करना व्यावहारिक रूप से असंभव है, क्योंकि यह एक दुर्लभ वैक्यूम में है और गुरुत्वाकर्षण बातचीत के संदर्भ में किसी भी तरह से खुद को प्रकट नहीं करता है। हालांकि, अगर ऐसा छेद एक बाइनरी स्टार सिस्टम का हिस्सा था (द्रव्यमान के अपने केंद्र के चारों ओर परिक्रमा करने वाले दो गर्म तारे), तो ब्लैक होल अभी भी अपने जुड़वां तारे पर एक गुरुत्वाकर्षण प्रभाव डालेगा। सितारों का विकास एक ब्लैक होल के साथ एक द्विआधारी प्रणाली में, पदार्थ "जीवित" है। "सितारे अनिवार्य रूप से ब्लैक होल की दिशा में" प्रवाह "करेंगे।" जब घातक सीमा के करीब पहुंचते हैं, तो पदार्थ ब्लैक होल कीप में चूसा जाता है, यह अनिवार्य रूप से मोटा हो जाएगा और एक्स-रे रेंज में तरंग विकिरण की ऊर्जा तक पहुंचने तक छेद द्वारा अवशोषित कणों के बीच बढ़ी हुई टकराव के कारण गर्म हो जाएगा। खगोलविद इस तरह के एक्स-रे की तीव्रता में परिवर्तन की आवधिकता को माप सकते हैं और गणना कर सकते हैं, अन्य उपलब्ध आंकड़ों के साथ तुलना करके, किसी वस्तु के अनुमानित द्रव्यमान को "स्वयं" पर खींचते हैं। यदि किसी वस्तु का द्रव्यमान चंद्रशेखर सीमा (1.4 सौर द्रव्यमान) से अधिक है, तो यह वस्तु एक सफेद बौना नहीं हो सकती है, जिसमें हमारे स्टार का पतन होना तय है। ऐसे बाइनरी एक्स-रे सितारों के अवलोकन के अधिकांश पहचाने गए मामलों में, एक न्यूट्रॉन स्टार एक विशाल वस्तु है। हालांकि, एक दर्जन से अधिक मामलों को पहले ही गिना जा चुका है जहां केवल उचित स्पष्टीकरण एक बाइनरी स्टार सिस्टम में ब्लैक होल की उपस्थिति है।

लगभग पूरे जीवन में किसी तारे के आंतरिक भाग में होने वाली थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के दौरान हाइड्रोजन हीलियम में बदल जाता है। हाइड्रोजन का एक महत्वपूर्ण हिस्सा हीलियम में बदल जाने के बाद, इसके केंद्र में तापमान बढ़ जाता है। जब तापमान लगभग 200 मिलियन K तक बढ़ जाता है, तो हीलियम एक परमाणु ईंधन बन जाता है, जो तब ऑक्सीजन और नियॉन में बदल जाता है। तारे के केंद्र में तापमान धीरे-धीरे 300 मिलियन K तक बढ़ जाता है। लेकिन इतने उच्च तापमान पर भी, ऑक्सीजन और नियोन काफी स्थिर होते हैं और परमाणु प्रतिक्रियाओं में प्रवेश नहीं करते हैं। हालांकि, थोड़ी देर के बाद तापमान दोगुना हो जाता है, अब यह पहले से ही 600 मिलियन K. के बराबर है और फिर नीयन एक परमाणु ईंधन बन जाता है, जो प्रतिक्रियाओं के दौरान मैग्नीशियम और सिलिकॉन में बदल जाता है। मैग्नीशियम का गठन मुक्त न्यूट्रॉन की रिहाई के साथ है। नि: शुल्क न्यूट्रॉन, इन धातुओं के साथ प्रतिक्रिया करते हुए, भारी धातुओं के परमाणु बनाते हैं - यूरेनियम तक - प्राकृतिक तत्वों के सबसे भारी।

लेकिन अब कोर में सभी नीयन का उपयोग किया जाता है। कोर सिकुड़ने लगता है, और फिर से तापमान में वृद्धि के साथ संकोचन होता है। अगला चरण तब आता है जब हर दो ऑक्सीजन परमाणु एक सिलिकॉन परमाणु और हीलियम परमाणु को जन्म देते हैं। सिलिकॉन परमाणु, जोड़े में जुड़कर, निकल परमाणु बनाते हैं, जो जल्द ही लोहे के परमाणुओं में बदल जाते हैं। परमाणु प्रतिक्रियाओं में, नए रासायनिक तत्वों के उद्भव के साथ, न केवल न्यूट्रॉन प्रवेश करते हैं, बल्कि प्रोटॉन और हीलियम परमाणु भी होते हैं। सल्फर, एल्यूमीनियम, कैल्शियम, आर्गन, फॉस्फोरस, क्लोरीन, पोटेशियम जैसे तत्व दिखाई देते हैं। 2-5 बिलियन K टाइटेनियम, वैनेडियम, क्रोमियम, लोहा, कोबाल्ट, जस्ता, आदि के तापमान पर पैदा होते हैं। लेकिन इन सभी तत्वों में, लोहे का सबसे अधिक प्रतिनिधित्व है।

इसकी आंतरिक संरचना के साथ, तारा अब एक प्याज जैसा दिखता है, जिसकी प्रत्येक परत मुख्य रूप से एक तत्व से भरी हुई है। लोहे के निर्माण के साथ, तारा एक नाटकीय विस्फोट की पूर्व संध्या पर है। एक तारे के लोहे के कोर में होने वाली परमाणु प्रतिक्रियाएं प्रोटॉन को न्यूट्रॉन में बदल देती हैं। इसी समय, न्यूट्रिनों के प्रवाह को उत्सर्जित किया जाता है, जो बाहरी अंतरिक्ष में तारे की ऊर्जा का एक महत्वपूर्ण हिस्सा होता है। यदि तारे के मूल में तापमान अधिक है, तो इन ऊर्जा हानियों के गंभीर परिणाम हो सकते हैं, क्योंकि वे तारे की स्थिरता को बनाए रखने के लिए आवश्यक विकिरण दबाव में कमी लाते हैं। और इसके परिणामस्वरूप, गुरुत्वाकर्षण बल फिर से खेलने के लिए आते हैं, जो स्टार को आवश्यक ऊर्जा देने के लिए डिज़ाइन किए गए हैं। गुरुत्वाकर्षण की शक्तियां तेजी से तारे को संकुचित कर रही हैं, जिससे न्युट्रीनो द्वारा की गई ऊर्जा की पूर्ति होती है।

पहले की तरह, तारे का संकुचन तापमान में वृद्धि के साथ होता है, जो अंततः 4-5 बिलियन K तक पहुंच जाता है। अब घटनाएं कुछ अलग तरह से विकसित होती हैं। नाभिक, लोहे के समूह के तत्वों से मिलकर, गंभीर परिवर्तनों से गुजरता है: इस समूह के तत्व अब भारी तत्वों के गठन के साथ प्रतिक्रियाओं में प्रवेश नहीं करते हैं, लेकिन न्यूट्रास के एक विशाल प्रवाह का उत्सर्जन करते हुए, हीलियम में परिवर्तन के साथ क्षय होता है। इनमें से अधिकांश न्यूट्रॉन तारे की बाहरी परतों के द्रव्य द्वारा पकड़ लिए जाते हैं और भारी तत्वों के निर्माण में भाग लेते हैं। इस स्तर पर, स्टार एक महत्वपूर्ण स्थिति में पहुंच जाता है। जब भारी रासायनिक तत्व बनाए गए थे, तो प्रकाश नाभिक के संलयन के परिणामस्वरूप ऊर्जा जारी की गई थी। इस प्रकार, स्टार ने सैकड़ों लाखों वर्षों में इसे भारी मात्रा में आवंटित किया है। अब परमाणु प्रतिक्रियाओं के अंतिम उत्पाद फिर से क्षय होते हैं, जिससे हीलियम बनता है: तारा पहले खोई हुई ऊर्जा को फिर से भरने के लिए मजबूर होता है

बेतेल्यूज़ विस्फोट की तैयारी कर रहा है (सी अरबी "हाउस ऑफ़ जेमिनी") - नक्षत्र ओरियन में एक लाल अतिशयोक्ति। खगोलविदों को ज्ञात सबसे बड़े सितारों में से एक। यदि इसे सूर्य के बजाय रखा जाता है, तो न्यूनतम आकार में यह मंगल की कक्षा को भरता है, और अधिकतम आकार में यह बृहस्पति की कक्षा में पहुंच जाएगा। बेटेलगेस की मात्रा सूर्य की तुलना में लगभग 160 मिलियन गुना अधिक है। और यह सबसे चमकदार में से एक है - इसकी चमक सूर्य की तुलना में कई गुना अधिक है। इसकी उम्र केवल, लौकिक मानकों के अनुसार, लगभग 10 मिलियन वर्ष है। और यह गरमागरम विशाल अंतरिक्ष "चेरनोबिल" पहले से ही विस्फोट की कगार पर है। लाल विशाल पहले से ही आकार में छोटा और छोटा होना शुरू हो गया है। 1993 से 2009 तक अवलोकन अवधि के दौरान, तारे का व्यास 15% कम हो गया, और अब यह हमारी आँखों के सामने सिकुड़ रहा है। नासा के खगोलविदों का वादा है कि एक राक्षसी विस्फोट से एक तारे की चमक हजारों गुना बढ़ जाएगी। लेकिन हमसे दूर प्रकाश वर्ष की दूरी के कारण, आपदा हमारे ग्रह को किसी भी तरह से प्रभावित नहीं करेगी। और विस्फोट का परिणाम एक सुपरनोवा का निर्माण होगा।

यह दुर्लभ घटना पृथ्वी से कैसी दिखेगी? अचानक एक बहुत ही चमकीला तारा आकाश में उड़ेगा। यह स्पेस शो लगभग छह सप्ताह तक चलेगा, जिसका अर्थ है कि ग्रह के कुछ हिस्सों में "सफेद रातों" के डेढ़ महीने से अधिक, अन्य लोग दिन में दो या तीन अतिरिक्त घंटे और रात में एक विस्फोट स्टार के रमणीय दृश्य का आनंद लेंगे। विस्फोट के दो से तीन सप्ताह बाद, तारा फीका होना शुरू हो जाएगा, और कुछ वर्षों में यह अंततः स्थलीय पर्यवेक्षक के लिए क्रैब नेबुला में बदल जाएगा। खैर, विस्फोट के बाद आवेशित कणों की तरंगें कई शताब्दियों में पृथ्वी तक पहुँच जाएंगी, और पृथ्वी के निवासियों को आयनीकृत विकिरण की एक छोटी (4-5 परिमाण कम घातक) खुराक प्राप्त होगी। लेकिन किसी भी मामले में चिंता करने की आवश्यकता नहीं है - जैसा कि वैज्ञानिक कहते हैं, पृथ्वी और उसके निवासियों के लिए कोई खतरा नहीं है, लेकिन इस तरह की घटना अपने आप में अनूठी है - पृथ्वी पर एक सुपरनोवा विस्फोट का अंतिम प्रमाण 1054 है।

• प्रस्तुतीकरण

• विषय: सितारों का जन्म और विकास

• रोडकिना एल.आर.

• इलेक्ट्रॉनिक्स विभाग, ISBS के एसोसिएट प्रोफेसर

• वीएसयूईएस, 2009

• सितारों का जन्म

• सितारा जीवन

• सफेद बौने और न्यूट्रॉन छेद

• ब्लैक होल्स

• सितारों की मौत

लक्ष्य और लक्ष्य

• ब्रह्मांड में गुरुत्वाकर्षण बलों की कार्रवाई से परिचित होने के लिए, जो तारों के गठन की ओर जाता है।

• तारों के विकास की प्रक्रिया पर विचार करें।

• तारों की स्थानिक गति की अवधारणा दें।

• तारों की भौतिक प्रकृति का वर्णन करें।

एक तारे का जन्म

एक तारे का जन्म

एक तारे का जन्म

सितारा जीवन

सितारा जीवन

• किसी तारे का जीवनकाल मुख्य रूप से उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सैद्धांतिक गणना के अनुसार, एक तारे का द्रव्यमान अलग-अलग हो सकता है 0,08 इससे पहले 100 सौर जनता।

• एक तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होता है, उतनी ही तेज़ी से हाइड्रोजन बाहर निकलता है, और इसके आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन के दौरान भारी तत्व बन सकते हैं। विकास के एक बाद के चरण में, जब हीलियम तारे के मध्य भाग में जलना शुरू होता है, तो यह अपने द्रव्यमान, एक नीली या लाल विशालता के आधार पर, मेन अनुक्रम को छोड़ देता है।

सितारा जीवन

सितारा जीवन

एक तारे की मौत

संदर्भ की सूची:

• Shklovsky I.S.Stars: उनका जन्म, जीवन और मृत्यु। - एम ।: नाका, शारीरिक और गणितीय साहित्य का मुख्य संस्करण, 1984 ।-- 384 पी।

• व्लादिमीर सर्डिन कैसे पैदा होते हैं सितारे - रुबिक "प्लैनेटेरियम", अराउंड द वर्ल्ड, How2 (2809), फरवरी 2008

परीक्षण प्रश्न

• तारे कहाँ से आते हैं?

• वे कैसे उत्पन्न होते हैं?

• चूँकि सितारों का जीवनकाल सीमित होता है, इसलिए उन्हें निश्चित समय में दिखाई देना चाहिए। हम इस प्रक्रिया के बारे में कुछ कैसे सीख सकते हैं?

• क्या आप आसमान में तारे बनाते हुए नहीं देख सकते हैं?

• क्या हम उनके जन्म के साक्षी नहीं हैं?

प्रयुक्त पुस्तकें

• स्लाइड 1

  सितारों का विकास

  

  स्लाइड 2

  ब्रह्मांड 98% तारे हैं। वे आकाशगंगा के मुख्य तत्व भी हैं।

  “सितारे हीलियम और हाइड्रोजन और अन्य गैसों के विशाल गोले हैं। गुरुत्वाकर्षण उन्हें अंदर की ओर खींचता है, और गर्म गैस का दबाव उन्हें बाहर की ओर धकेलता है, जिससे संतुलन बनता है। तारे की ऊर्जा अपने मूल में समाहित है, जहां हर दूसरा हीलियम हाइड्रोजन के साथ संपर्क करता है। "

  

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  तारों का जीवन पथ एक पूर्ण चक्र है - जन्म, विकास, अपेक्षाकृत शांत गतिविधि की अवधि, पीड़ा, मृत्यु, और एक जीव के जीवन पथ जैसा दिखता है।

  खगोलविद शुरू से अंत तक एक भी तारे के जीवन का पता लगाने में असमर्थ हैं। यहां तक \u200b\u200bकि सबसे छोटे जीवित सितारे लाखों वर्षों से मौजूद हैं - न केवल एक व्यक्ति के जीवन की तुलना में, बल्कि मानवता के सभी। हालांकि, वैज्ञानिक अपने विकास के विभिन्न चरणों में कई सितारों का निरीक्षण कर सकते हैं - नए जन्म और मृत्यु। कई स्टार पोट्रेट्स का उपयोग करते हुए, वे प्रत्येक स्टार के विकासवादी पथ को फिर से संगठित करने और उसकी जीवनी लिखने की कोशिश करते हैं।

  

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  हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख

  

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  स्टार बनाने वाले क्षेत्र।

  105 से अधिक सौर द्रव्यमान वाले विशाल आणविक बादल (गैलेक्सी में ज्ञात 6,000 से अधिक हैं)

  ईगल नेबुला

  6,000 प्रकाश वर्ष दूर, तारामंडल में एक युवा खुला समूह सर्प, नेबुला में अंधेरे क्षेत्र प्रोटोस्टार हैं

  

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  ओरियन नेबुला

  हरे रंग की टिंट के साथ एक चमकदार उत्सर्जन वाला नेबुला और ओरियन के बेल्ट के नीचे स्थित है, जिसे 1300 प्रकाश वर्ष दूर, और 33 प्रकाश वर्ष आकार में नग्न आंखों के साथ भी देखा जा सकता है।

  

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  गुरुत्वाकर्षण संपीड़न

  संपीड़न गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता, न्यूटन के विचार का परिणाम है। बाद में, जीन्स ने बादलों का न्यूनतम आकार निर्धारित किया जिसमें सहज संपीड़न शुरू हो सकता है।

  माध्यम का पर्याप्त रूप से प्रभावी शीतलन होता है: जारी गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा अवरक्त विकिरण में जाती है, जो बाहरी अंतरिक्ष में जाती है।

  

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  प्रोटोस्टार

  जैसे ही क्लाउड घनत्व बढ़ता है, यह विकिरण के लिए अपारदर्शी हो जाता है। भीतरी क्षेत्रों का तापमान बढ़ना शुरू हो जाता है। प्रोटोस्टार के अंदरूनी हिस्से में तापमान थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाओं की दहलीज तक पहुंच जाता है। थोड़ी देर के लिए संपीड़न रुक जाता है।

  

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  एक युवा तारा जी-आर आरेख के मुख्य अनुक्रम में आ गया है, हाइड्रोजन बर्नआउट की प्रक्रिया शुरू हो गई है - मुख्य तारकीय परमाणु ईंधन व्यावहारिक रूप से संपीड़ित नहीं है, और ऊर्जा का भंडार अब नहीं बदलता है; हाइड्रोजन के हीलियम में हाइड्रोजन के रूपांतरण के कारण इसके मध्य क्षेत्रों में रासायनिक संरचना में धीमी गति से परिवर्तन।

  तारा स्थिर अवस्था में चला जाता है

  

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  एक विशिष्ट तारे का विकास ग्राफ

  

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  जब हाइड्रोजन पूरी तरह से जल जाती है, तो तारा मुख्य अनुक्रम को दिग्गजों के क्षेत्र में छोड़ देता है या बड़े पैमाने पर, सुपरजायंट्स

  दिग्गज और सुपरगैंट

  

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  स्टार मास

  जब सभी परमाणु ईंधन जल गए हैं, तो गुरुत्वाकर्षण संपीड़न की प्रक्रिया शुरू होती है।

  

  चचेरे भाई सोफिया और Shevyako अन्ना

  एस्ट्रोनॉमी, एक विषय के रूप में, स्कूल के पाठ्यक्रम से हटा दिया जाता है। हालांकि, FSES कार्यक्रम के अनुसार 11 वीं कक्षा की भौतिकी में "यूनिवर्स की संरचना" एक अध्याय है। इस अध्याय में "सितारों की भौतिक विशेषताएं" और "तारों का विकास" के पाठ शामिल हैं। छात्रों द्वारा बनाई गई यह प्रस्तुति इन पाठों की पूरक सामग्री है। काम सौंदर्य, रंगीन, सक्षम रूप से किया जाता है और इसमें दी जाने वाली सामग्री कार्यक्रम के दायरे से परे है।

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  स्लाइड कैप्शन:

  सितारों का जन्म और विकास इस कार्य को अंजाम दिया गया: 11 वीं कक्षा के छात्र "एल" एमबीओयू "माध्यमिक विद्यालय ovo37" केमेरोवो कुजिना सोफिया और शेइवाको अन्ना। नेता: शिंकोरेंको ओल्गा व्लादिमीरोवाना, भौतिकी शिक्षक।

  एक तारे के जन्म को ब्रह्मांड को अक्सर वायुहीन स्थान कहा जाता है, यह मानते हुए कि यह खाली है। हालाँकि, यह नहीं है। इंटरस्टेलर स्पेस में धूल और गैस होती है, जिसमें मुख्य रूप से हीलियम और हाइड्रोजन होता है, जिसमें बाद वाला ज्यादा होता है। ब्रह्मांड में धूल और गैस के पूरे बादल हैं जो गुरुत्वाकर्षण बल द्वारा संकुचित हो सकते हैं।

  एक तारे का जन्म संपीड़न की प्रक्रिया में, बादल का एक हिस्सा गर्म और संघनित होगा। यदि संपीडन पदार्थ का द्रव्यमान संपीड़न प्रक्रिया के दौरान उसके अंदर होने वाली परमाणु प्रतिक्रियाओं के लिए पर्याप्त है, तो इस तरह के एक बादल से एक तारा प्राप्त होता है।

  एक स्टार प्रत्येक "नवजात" स्टार का जन्म, अपने प्रारंभिक द्रव्यमान के आधार पर, हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर एक निश्चित स्थान पर कब्जा कर लेता है - एक ग्राफ जिस पर स्टार का रंग प्लॉट किया जाता है, और दूसरे पर - इसकी चमक, अर्थात् प्रति सेकंड उत्सर्जित ऊर्जा की मात्रा। किसी तारे का रंग सूचकांक उसकी सतह परतों के तापमान से संबंधित होता है - तापमान कम होता है, तारे को लाल करता है, और इसका रंग सूचकांक अधिक होता है।

  स्टार लाइफ विकास के दौरान, एक समूह से दूसरे समूह में जाने पर, स्पेक्ट्रम-ल्यूमिनोसिटी आरेख पर सितारे अपनी स्थिति बदलते हैं। स्टार अपने जीवन का अधिकांश समय मेन सीक्वेंस पर बिताता है। दाईं ओर और ऊपर से दोनों सबसे कम उम्र के सितारे और सितारे स्थित हैं जो अपने विकास पथ के साथ बहुत आगे बढ़ चुके हैं।

  स्टार लाइफ एक स्टार का जीवनकाल मुख्य रूप से उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सैद्धांतिक गणना के अनुसार, एक तारे का द्रव्यमान 0.08 से 100 सौर द्रव्यमानों तक भिन्न हो सकता है। एक तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होता है, उतनी ही तेज़ी से हाइड्रोजन बाहर निकलता है, और इसके आंतरिक भाग में थर्मोन्यूक्लियर संलयन के दौरान भारी तत्व बन सकते हैं। विकास के एक बाद के चरण में, जब हीलियम तारे के मध्य भाग में जलना शुरू होता है, तो यह अपने द्रव्यमान, एक नीली या लाल विशालता के आधार पर, मेन अनुक्रम को छोड़ देता है।

  एक तारे का जीवन लेकिन वह क्षण आता है जब कोई तारा किसी संकट के कगार पर होता है, वह अब आंतरिक दबाव बनाए रखने और गुरुत्वाकर्षण बलों का विरोध करने के लिए ऊर्जा की आवश्यक मात्रा उत्पन्न नहीं कर सकता है। अपरिवर्तनीय संकुचन (पतन) की प्रक्रिया शुरू होती है। पतन के परिणामस्वरूप, भारी घनत्व (सफेद बौने) वाले तारे बनते हैं। इसके साथ ही एक सुपरडेंस कोर के निर्माण के साथ, तारा अपने बाहरी आवरण को बहा देता है, जो एक गैस बादल में बदल जाता है - एक ग्रह नीहारिका और धीरे-धीरे अंतरिक्ष में विघटित हो जाता है। एक बड़े द्रव्यमान वाला एक तारा न्यूट्रॉन तारे में बदलकर 10 किमी के दायरे तक ढह सकता है। न्यूट्रॉन स्टार के एक चम्मच का वजन 1 बिलियन टन होता है! एक और भी बड़े स्टार के विकास में अंतिम चरण एक ब्लैक होल का गठन है। तारा इतने आकार में संकुचित होता है कि दूसरी ब्रह्मांडीय गति प्रकाश की गति के बराबर हो जाती है। ब्लैक होल के क्षेत्र में, अंतरिक्ष दृढ़ता से घुमावदार है, और समय धीमा हो जाता है।

  स्टार लाइफ न्यूट्रॉन सितारों और ब्लैक होल का गठन आवश्यक रूप से एक शक्तिशाली विस्फोट के साथ जुड़ा हुआ है। आकाश में एक चमकदार बिंदी दिखाई देती है, लगभग उतनी ही चमकीली, जितनी आकाशगंगा में चमकती थी। यह "सुपरनोवा" है। आकाश में सबसे चमकीले सितारों की उपस्थिति के बारे में प्राचीन कालक्रम में पाए गए संदर्भ कोलोसेस्मिक ब्रह्मांडीय विस्फोटों के प्रमाणों से अधिक कुछ नहीं हैं।

  एक तारे की मृत्यु एक तारा अपने पूरे बाहरी आवरण को खो देता है, जो कि उच्च गति पर बिखर जाता है, सैकड़ों हजारों वर्षों के बाद इंटरस्टेलर माध्यम में एक निशान के बिना घुल जाता है, और इससे पहले कि हम इसे एक विस्तार गैस नेबुला के रूप में देखते हैं। पहले 20,000 वर्षों के लिए, गैस लिफाफे का विस्तार शक्तिशाली रेडियो उत्सर्जन के साथ होता है। इस समय के दौरान, यह एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक गर्म प्लाज़्मा गेंद होती है, जो सुपरनोवा में बनने वाले उच्च ऊर्जा वाले कणों को रखती है। विस्फोट के बाद से अधिक समय बीत चुका है, कमजोर रेडियो उत्सर्जन और कम प्लाज्मा तापमान।

  तारामंडल में सितारों के उदाहरण उरसा मेजर उर्स मेजर

  एंड्रोमेडा के मुख्य नक्षत्रों के उदाहरण

  प्रयुक्त साहित्य Karpenkov S. Kh। आधुनिक प्राकृतिक विज्ञान की अवधारणाएँ। - एम।, 1997. श्लोकोवस्की आई। एस। सितारे: उनका जन्म, जीवन और मृत्यु। - एम ।: नाका, शारीरिक और गणितीय साहित्य का मुख्य संस्करण, 1984 ।-- 384 पी। व्लादिमीर सर्डिन कैसे सितारों का जन्म होता है - रूब्रिक "प्लैनेटेरियम", अराउंड द वर्ल्ड, 2802 (2809), फरवरी 2008 कारपेनकोव एस। ख। प्राकृतिक विज्ञान की मूल अवधारणा। - एम।, 1998. नोविकोव आईडी एवोल्यूशन ऑफ द यूनिवर्स। - एम।, 1990. रोविंस्की आर। ई। डेवलपिंग यूनिवर्स। - एम।, 1995।

  देखने के लिए धन्यवाद!