Astronómia - prezentácia o vývoji hviezd. Zrod a vývoj hviezd

Na hviezdnej oblohe sú spolu s hviezdami mraky pozostávajúce z častíc plynu a prachu (vodíka). Niektoré z nich sú také husté, že sa vplyvom gravitačných síl začnú zmenšovať. Po stiahnutí sa plyn zahreje a začne emitovať infračervené lúče. V tomto štádiu sa hviezda nazýva PROTOSTAR. Keď teplota vo vnútri protostaru dosiahne 10 miliónov stupňov, začne sa termonukleárna reakcia premeny vodíka na hélium a protostar sa zmení na obyčajnú hviezdu vyžarujúcu svetlo. Stredne veľké hviezdy ako Slnko majú v priemere 10 miliárd rokov svetla. Predpokladá sa, že Slnko je stále na ňom, pretože je uprostred svojho životného cyklu.

Všetok vodík sa v priebehu termonukleárnej reakcie zmení na hélium, vytvorí sa héliová vrstva. Ak je teplota vo vrstve hélia menšia ako 100 miliónov Kelvinov, ďalšia termonukleárna reakcia premeny jadier hélia na dusíkové a uhlíkové jadrá už nedochádza, k termonukleárnej reakcii nedochádza v strede hviezdy, ale iba vo vodíkovej vrstve susediacej s vrstvou hélia, zatiaľ čo teplota vo vnútri hviezdy sa postupne zvyšuje ... Keď teplota dosiahne 100 miliónov Kelvinov, začne v jadre hélia termonukleárna reakcia, zatiaľ čo jadrá hélia sa premenia na jadrá uhlíka, dusíka a kyslíka. Zvyšuje sa svietivosť a veľkosť hviezdy, z obyčajnej hviezdy sa stáva červený obr alebo superobr. Okolitá hviezdna obálka hviezd, ktorej hmotnosť nie je väčšia ako 1,2-násobok hmotnosti Slnka, sa postupne rozširuje a nakoniec sa odlomí od jadra a hviezda sa zmení na bieleho trpaslíka, ktorý sa postupne ochladzuje a mizne. Ak je hmotnosť hviezdy asi dvakrát vyššia ako hmotnosť Slnka, potom sa také hviezdy na konci svojho života stanú nestabilnými a explodujú, stanú sa supernovami a potom sa zmenia na neutrónové hviezdy alebo čiernu dieru.

Na konci svojej životnosti sa červený obr zmení na bieleho trpaslíka. Biely trpaslík je superhusté jadro červeného obra, tvorené héliom, dusíkom, kyslíkom, uhlíkom a železom. Biely trpaslík je vysoko stlačený. Jeho polomer je približne 5 000 km, to znamená, že je približne rovnakej veľkosti ako naša Zem. Okrem toho je jeho hustota asi 4 × 106 g / cm3, to znamená, že takáto látka váži o štyri milióny viac ako voda na Zemi. Teplota na jeho povrchu je 10 000 K. Biely trpaslík sa ochladzuje veľmi pomaly a zostáva v existencii až do konca sveta.

Hviezda sa v čase svojho vývoja v priebehu gravitačného kolapsu nazýva supernova. Existencia hviezd s hmotnosťou nad 8 - 10 hmotností Slnka končí tvorbou supernovy. Na mieste výbuchu obrovskej supernovy zostáva neutrónová hviezda alebo čierna diera a okolo týchto objektov je po istý čas pozorované zvyšky schránok explodovanej hviezdy. Výbuch supernovy v našej Galaxii je dosť zriedkavým javom. V priemere sa to stane raz až dvakrát za sto rokov, takže je veľmi ťažké zachytiť okamih, keď hviezda vyžaruje energiu do vesmíru a v tej druhej vzplanie ako miliardy hviezd.

Extrémne sily, ktoré vznikajú pri vzniku neutrónovej hviezdy, stláčajú atómy tak, že elektróny vtlačené do jadier sa kombinujú s protónmi a vytvárajú neutróny. Tak sa rodí hviezda, takmer celá zložená z neutrónov. Ak by bola superhustá jadrová kvapalina privedená na Zem, explodovala by ako atómová bomba, ale v neutrónovej hviezde je stabilná vďaka obrovskému gravitačnému tlaku. Avšak vo vonkajších vrstvách neutrónovej hviezdy (rovnako ako všetkých hviezd) tlak a teplota klesajú a vytvárajú pevnú kôru hrubú asi kilometer. Predpokladá sa, že je zložený predovšetkým zo železných jadier.

Čierne diery Podľa nášho súčasného chápania vývoja hviezd, keď hviezda s hmotnosťou presahujúcou asi 30-násobok hmotnosti Slnka zahynie pri výbuchu supernovy, jej vonkajšia škrupina sa rozptýli a jej vnútorné vrstvy sa rýchlo zrútia smerom k stredu a vytvoria čiernu dieru na mieste hviezdy, ktorá vyčerpala svoje zásoby paliva. Je prakticky nemožné identifikovať čiernu dieru takého pôvodu izolovanú v medzihviezdnom priestore, pretože je v zriedenom vákuu a nijako sa neprejavuje z hľadiska gravitačných interakcií. Ak však takáto diera bola súčasťou dvojhviezdneho systému (dve horúce hviezdy obiehajúce okolo ich stredu hmoty), čierna diera bude aj naďalej pôsobiť gravitačne na svoju spárovanú hviezdu. Vývoj hviezd V dvojhviezdnej sústave s čiernou dierou hmota „žije“ „Hviezdy budú nevyhnutne„ prúdiť “v smere čiernej diery. Keď sa látka priblíži k fatálnej hranici, látka nasatá do lievika čiernej diery sa nevyhnutne zahustí a zahreje v dôsledku nárastu kolízií medzi časticami absorbovanými dierou, kým sa neohreje na energie vlnového žiarenia v oblasti röntgenových lúčov. Astronómovia môžu merať periodicitu zmien v intenzite röntgenového žiarenia tohto druhu a vypočítať z jeho porovnania s ďalšími dostupnými údajmi približnú hmotnosť objektu „ťahajúceho“ hmotu na seba. Ak hmotnosť objektu presahuje Chandrasekharovu hranicu (1,4-násobok hmotnosti Slnka), nemôže byť týmto objektom biely trpaslík, v ktorom je naša hviezda predurčená na degeneráciu. Vo väčšine identifikovaných prípadov pozorovania takýchto binárnych röntgenových hviezd je neutrónová hviezda masívnym objektom. Zrátaných už však bolo viac ako tucet prípadov, keď jediným rozumným vysvetlením je prítomnosť čiernej diery v dvojhviezdnom systéme.

V priebehu termonukleárnych reakcií, ktoré prebiehajú vo vnútri hviezdy takmer po celú dobu jej životnosti, sa vodík mení na hélium. Po premene veľkej časti vodíka na hélium stúpne teplota v jeho strede. Keď teplota stúpne na asi 200 miliónov K, z hélia sa stane jadrové palivo, ktoré sa potom zmení na kyslík a neón. Teplota v strede hviezdy sa postupne zvyšuje na 300 miliónov K. Ale aj pri tak vysokých teplotách sú kyslík a neón celkom stabilné a nevstupujú do jadrových reakcií. Avšak po chvíli sa teplota zdvojnásobí, teraz je to už rovných 600 miliónov K. A z neónu sa potom stane jadrové palivo, ktoré sa v priebehu reakcií premení na horčík a kremík. Tvorba horčíka je sprevádzaná uvoľňovaním voľných neutrónov. Voľné neutróny reagujúce s týmito kovmi vytvárajú atómy ťažších kovov - až po urán - najťažšie z prírodných prvkov.

Teraz je však všetok neón v jadre vyčerpaný. Jadro sa začína zmenšovať a opäť je zmenšenie sprevádzané zvýšením teploty. Ďalšia etapa prichádza, keď sa spoja každé dva atómy kyslíka a vznikne atóm kremíka a atóm hélia. Atómy kremíka spájajú v pároch a vytvárajú atómy niklu, ktoré sa čoskoro premenia na atómy železa. Pri jadrových reakciách sprevádzaných vznikom nových chemických prvkov vstupujú nielen neutróny, ale aj protóny a atómy hélia. Objavujú sa prvky ako síra, hliník, vápnik, argón, fosfor, chlór, draslík. Pri teplotách 2 - 5 miliárd K. sa rodí titán, vanád, chróm, železo, kobalt, zinok atď. Ale zo všetkých týchto prvkov je najviac zastúpené železo.

Hviezda svojou vnútornou štruktúrou pripomína cibuľu, ktorej každá vrstva je naplnená predovšetkým jedným prvkom. S tvorbou železa je hviezda v predvečer dramatického výbuchu. Jadrové reakcie prebiehajúce v železnom jadre hviezdy vedú k premene protónov na neutróny. V tomto prípade sú emitované toky neutrín, ktoré so sebou nesú do vesmíru významné množstvo energie hviezdy. Ak je teplota v jadre hviezdy vysoká, potom môžu mať tieto straty energie vážne následky, pretože vedú k zníženiu radiačného tlaku potrebného na udržanie stability hviezdy. A v dôsledku toho opäť vstupujú do hry gravitačné sily určené na dodanie potrebnej energie hviezde. Gravitačné sily čoraz viac stláčajú hviezdu a doplňujú energiu odnášanú neutrínom.

Rovnako ako predtým, kontrakciu hviezdy sprevádza zvýšenie teploty, ktoré nakoniec dosiahne 4 - 5 miliárd K. Teraz sa udalosti vyvíjajú trochu inak. Jadro pozostávajúce z prvkov skupiny železa prechádza vážnymi zmenami: prvky tejto skupiny už nevstupujú do reakcií s tvorbou ťažších prvkov, ale rozpadajú sa transformáciou na hélium, pričom emitujú kolosálny tok neutrónov. Väčšina z týchto neutrónov je zachytená hmotou vonkajších vrstiev hviezdy a podieľa sa na tvorbe ťažkých prvkov. V tomto štádiu hviezda dosiahne kritický stav. Keď vznikli ťažké chemické prvky, energia sa uvoľňovala v dôsledku fúzie ľahkých jadier. Takže hviezda jej pridelila obrovské množstvo počas stoviek miliónov rokov. Teraz sa konečné produkty jadrových reakcií opäť rozpadajú a vytvárajú hélium: hviezda je nútená doplniť predtým stratenú energiu

Betelgeuse (z arabčiny „House of the Gemini“), červený superobr v súhvezdí Orion, sa pripravuje na výbuch. Jedna z najväčších hviezd známa astronómom. Ak by bolo umiestnené namiesto slnka, potom by pri minimálnej veľkosti vyplnilo obežnú dráhu Marsu a pri maximálnej veľkosti by sa dostalo na obežnú dráhu Jupitera. Objem Betelgeuse je takmer 160 miliónovkrát väčší ako objem slnka. A je to jeden z najjasnejších - jeho svetelnosť je niekedy väčšia ako slnečná. Jeho vek je iba podľa kozmických štandardov asi 10 miliónov rokov. A tento žiarovkový obrovský vesmír „Černobyľ“ je už na pokraji výbuchu. Červený gigant sa už začal trápiť a zmenšovať. Počas obdobia pozorovania od roku 1993 do roku 2009 sa priemer hviezdy znížil o 15% a teraz sa pred našimi očami iba sťahuje. Astronómovia NASA sľubujú, že monštruózna explózia zvýši jas hviezdy tisíckrát. Ale kvôli veľkej vzdialenosti svetelných rokov od nás nebude mať katastrofa nijaký vplyv na našu planétu. A výsledkom výbuchu bude vznik supernovy.

Ako bude vyzerať táto najvzácnejšia udalosť zo Zeme? Zrazu na oblohe vzplanie veľmi jasná hviezda .. Takáto vesmírna šou potrvá asi šesť týždňov, čo znamená na niektorých častiach planéty viac ako jeden a pol mesiaca „bielych nocí“, iní ľudia si užijú ďalšie dve alebo tri hodiny denného svetla a v noci nádherný výhľad na explodujúcu hviezdu. Za dva až tri týždne po výbuchu začne hviezda slabnúť a za pár rokov sa pre suchozemského pozorovateľa konečne premení na Krabiu hmlovinu. Vlny nabitých častíc po výbuchu sa dostanú na Zem o niekoľko storočí a obyvatelia Zeme dostanú malú (4–5 rádovo menej smrteľnú) dávku ionizujúceho žiarenia. Nemali by ste sa však v žiadnom prípade obávať - \u200b\u200bako hovoria vedci, neexistuje žiadna hrozba pre Zem a jej obyvateľov, ale takáto udalosť je sama o sebe jedinečná - posledný dôkaz o výbuchu supernovy na Zemi je datovaný rokom 1054.

• Prezentácia

• Téma: Zrod a vývoj hviezd

• Rodkina L.R.

• Docent na katedre elektroniky ISBS

• VSUES, 2009

• Zrod hviezd

• Hviezdny život

• Biely trpaslíci a neutrónové diery

• Čierne diery

• Smrť hviezd

Ciele a ciele

• Oboznámiť sa s pôsobením gravitačných síl vo vesmíre, ktoré vedú k vzniku hviezd.

• Zvážte proces vývoja hviezd.

• Dajte koncept priestorovej rýchlosti hviezd.

• Popíšte fyzikálnu podstatu hviezd.

Zrod hviezdy

Zrod hviezdy

Zrod hviezdy

Hviezdny život

Hviezdny život

• Životnosť hviezdy závisí hlavne od jej hmotnosti. Podľa teoretických výpočtov sa môže hmotnosť hviezdy líšiť od 0,08 predtým 100 slnečné hmoty.

• Čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým rýchlejšie horí vodík a pri termonukleárnej fúzii v jej vnútri môžu vznikať ťažšie prvky. V neskoršom štádiu vývoja, keď hélium začne horieť v centrálnej časti hviezdy, opúšťa hlavnú sekvenciu a stáva sa, v závislosti od svojej hmotnosti, modrým alebo červeným obrom.

Hviezdny život

Hviezdny život

Smrť hviezdy

Zoznam referencií:

• Shklovsky I. S. Hviezdy: ich narodenie, život a smrť. - M.: Nauka, Hlavné vydanie fyzikálnej a matematickej literatúry, 1984 - 384 s.

• Vladimir Surdin Ako sa rodia hviezdy - Rubrika „Planetárium“, Cesta okolo sveta, №2 (2809), február 2008

testové otázky

• Odkiaľ pochádzajú hviezdy?

• Ako vznikajú?

• Pretože životnosť hviezd je obmedzená, musia sa a objavia v konečnom čase. Ako sa môžeme o tomto procese niečo dozvedieť?

• Nevidíte hviezdy formujúce sa na oblohe?

• Nie sme svedkami ich narodenia?

Použité knihy

• Snímka 1

  VÝVOJ HVIEZD

  

  Snímka 2

  Vesmír je 98% hviezd. Sú tiež hlavným prvkom galaxie.

  "Hviezdy sú obrovské gule hélia, vodíka a iných plynov." Gravitácia ich ťahá dovnútra a tlak horúceho plynu ich tlačí von, čím sa vytvára rovnováha. Energia hviezdy je obsiahnutá v jej jadre, kde hélium interaguje s vodíkom každú sekundu “.

  

  Snímka 3

  Životná cesta hviezd je úplný cyklus - narodenie, rast, obdobie relatívne pokojnej činnosti, agónie, smrti a pripomína životnú cestu jednotlivého organizmu.

  Astronómovia nie sú schopní vystopovať život jednej hviezdy od začiatku do konca. Aj najkratšie hviezdy existujú milióny rokov - dlhšie ako život nielen jedného človeka, ale celého ľudstva. Vedci však môžu pozorovať veľa hviezd v rôznych fázach ich vývoja - novo narodených aj umierajúcich. Pomocou početných portrétov hviezd sa snažia rekonštruovať evolučnú cestu každej hviezdy a napísať jej životopis.

  

  Snímka 4

  Hertzsprung-Russellov diagram

  

  Snímka 5

  Oblasti tvoriace hviezdy.

  Obrovské molekulárne oblaky s hmotnosťou väčšou ako 105 slnečných hmôt (v Galaxii je známych viac ako 6 000)

  Orlia hmlovina

  6 000 svetelných rokov ďaleko, mladá otvorená hviezdokopa v súhvezdí Hadi, tmavé oblasti v hmlovine sú protohviezdy

  

  Snímka 6

  Hmlovina Orion

  svetelnú emisnú hmlovinu so zelenkastým odtieňom, ktorá sa nachádza pod Orionovým pásom, je možné vidieť aj voľným okom vo vzdialenosti 1300 svetelných rokov a vo veľkosti 33 svetelných rokov

  

  Snímka 7

  Gravitačná kompresia

  Newtonova myšlienka znamená, že kompresia je dôsledkom gravitačnej nestability. Jeans neskôr určil minimálnu veľkosť oblakov, v ktorých môže začať spontánna kompresia.

  Prebieha dostatočne efektívne ochladenie média: uvoľnená gravitačná energia ide do infračerveného žiarenia, ktoré smeruje do vesmíru.

  

  Snímka 8

  Protostar

  Keď sa hustota oblakov zvyšuje, stáva sa nepriehľadným pre žiarenie. Teplota vnútorných oblastí začína stúpať. Teplota vo vnútri protostaru dosahuje prah reakcií termonukleárnej fúzie. Kompresia sa na chvíľu zastaví.

  

  Snímka 9

  mladá hviezda dorazila k hlavnej postupnosti diagramu G-R, proces vyhorenia vodíka sa začal - hlavné hviezdne jadrové palivo nie je prakticky stlačené a energetické zásoby sa už nemenia; pomalá zmena chemického zloženia v jeho centrálnych oblastiach spôsobená premenou vodíka na hélium

  Hviezda ide do stacionárneho stavu

  

  Snímka 10

  Evolučný graf typickej hviezdy

  

  Snímka 11

  keď vodík úplne zhorí, hviezda opúšťa hlavnú sekvenciu v oblasti obrov alebo pri veľkých hromadách superobrov

  Obri a supergianti

  

  Snímka 12

  hviezdna hmota

  Keď zhorí všetko jadrové palivo, začne sa proces gravitačnej kompresie.

  

  Bratranec Sophia a Shevyako Anna

  Astronómia ako predmet je odstránená zo školských osnov. Vo fyzike 11. ročníka podľa programu FSES je však kapitola „Štruktúra vesmíru“ Táto kapitola obsahuje lekcie „Fyzikálne charakteristiky hviezd“ a „Vývoj hviezd“. Táto prezentácia, ktorú vytvorili študenti, je doplňujúcim materiálom k týmto lekciám. Práca je vykonaná esteticky, farebne, kvalifikovane a materiál v nej ponúkaný presahuje rámec programu.

  Stiahnuť ▼:

  Náhľad:

  Ak chcete použiť ukážku prezentácií, vytvorte si účet Google (účet) a prihláste sa doň: https://accounts.google.com

  
  

  Titulky snímok:

  Zrod a vývoj hviezd Prácu vykonali: študenti 11. ročníka „L“ MBOU „Stredná škola №37“ Kemerovo Kuzina Sophia a Shevyako Anna. Vedúci: Šinkorenko Olga Vladimirovna, učiteľka fyziky.

  Zrodenie hviezdy Kozmos sa často nazýva bezvzduchový priestor v domnienke, že je prázdny. Nie je to však tak. Medzihviezdny priestor obsahuje prach a plyn, hlavne hélium a vodík, pričom omnoho viac ich je. Vo vesmíre sú dokonca celé mraky prachu a plynu, ktoré môžu byť stlačené gravitačnými silami.

  Narodenie hviezdy V procese kompresie sa časť oblaku zahreje a zahustí. Ak je hmotnosť zrútiacej sa látky dostatočná na to, aby sa v nej počas kompresného procesu vyskytli jadrové reakcie, potom sa z takého oblaku získa hviezda.

  Zrodenie hviezdy Každá „novonarodená“ hviezda, v závislosti od svojej počiatočnej hmotnosti, zaberá určité miesto na Hertzsprung-Russelovom diagrame - grafe, ktorého pozdĺž jednej osi je zakreslený farebný index hviezdy a na druhej - jej svietivosti, tzn. množstvo energie emitovanej za sekundu. Farebný index hviezdy súvisí s teplotou jej povrchových vrstiev - čím je teplota nižšia, tým je hviezda červenšia a jej farebný index je vyšší.

  Život hviezd Počas evolúcie hviezdy menia svoju pozíciu na diagrame svietivosti spektra a pohybujú sa z jednej skupiny do druhej. Hviezda trávi väčšinu svojho života v hlavnej sekvencii. Vpravo a hore od nej sú umiestnené najmladšie hviezdy aj hviezdy, ktoré postúpili ďaleko pozdĺž svojej evolučnej cesty.

  Život hviezdy Životnosť hviezdy závisí hlavne od jej hmotnosti. Podľa teoretických výpočtov sa hmotnosť hviezdy môže pohybovať od 0,08 do 100 hmotností Slnka. Čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým rýchlejšie horí vodík a pri termonukleárnej fúzii v jej vnútri môžu vznikať ťažšie prvky. V neskoršom štádiu vývoja, keď hélium začne horieť v centrálnej časti hviezdy, opúšťa hlavnú sekvenciu a stáva sa, v závislosti od svojej hmotnosti, modrým alebo červeným obrom.

  Život hviezdy Ale prichádza okamih, keď je hviezda na pokraji krízy, už nemôže generovať potrebné množstvo energie na udržanie vnútorného tlaku a odolávanie gravitačným silám. Začína sa proces nepotlačiteľnej kontrakcie (kolapsu). V dôsledku kolapsu vznikajú hviezdy s obrovskou hustotou (bieli trpaslíci). Súčasne s formovaním superhustého jadra hviezda vrhá svoj vonkajší obal, ktorý sa mení na plynný mrak - planetárna hmlovina a postupne sa rozplýva do vesmíru. Hviezda s väčšou hmotou sa môže zrútiť do polomeru 10 km a zmeniť sa na neutrónovú hviezdu. Jedna polievková lyžica neutrónovej hviezdy váži 1 miliardu ton! Poslednou fázou vývoja ešte hmotnejšej hviezdy je vznik čiernej diery. Hviezda je stlačená do takej veľkosti, aby sa druhá kozmická rýchlosť rovnala rýchlosti svetla. V oblasti čiernej diery je priestor silne zakrivený a čas sa spomaľuje.

  Život hviezd Tvorba neutrónových hviezd a čiernych dier je nevyhnutne spojená s mohutnou explóziou. Na oblohe sa objavuje jasná bodka, takmer rovnako jasná ako galaxia, v ktorej blikala. Toto je „Supernova“. Odkazy nájdené v starom letopise o vzhľade najjasnejších hviezd na oblohe nie sú ničím iným ako dôkazom kolosálnych kozmických výbuchov.

  Smrť hviezdy Hviezda stratí celú svoju vonkajšiu škrupinu, ktorá sa rozptyľuje vysokou rýchlosťou a po státisícoch rokov sa bez stopy rozpustí v medzihviezdnom prostredí a predtým ju pozorujeme ako rozpínajúcu sa plynovú hmlovinu. Prvých 20 000 rokov je expanzia plynovej obálky sprevádzaná silnou rádiovou emisiou. Počas tejto doby je to horúca plazmatická guľa s magnetickým poľom, ktorá drží nabité vysokoenergetické častice tvorené v Supernove. Čím viac času uplynulo od výbuchu, tým slabšia je rádiová emisia a nižšia teplota plazmy.

  Príklady hviezd v galaxii v súhvezdí Veľká medvedica Ursa Major

  Príklady hlavných súhvezdí Andromedy

  Použitá literatúra Karpenkov S. Kh. Koncepty modernej prírodnej vedy. - M., 1997. Shklovsky I. S. Stars: ich narodenie, život a smrť. - M.: Nauka, Hlavné vydanie fyzikálnej a matematickej literatúry, 1984 - 384 s. Vladimir Surdin Ako sa rodia hviezdy - „Planetárium“, Cesta okolo sveta, №2 (2809), február 2008 Karpenkov S. Kh. Základné koncepty prírodných vied. - M., 1998. Novikov ID Evolution of the Universe. - M., 1990. Rovinsky R. E. Developing Universe. - M., 1995.

  Ďakujeme za sledovanie!