Презентация за раждането и еволюцията на звездите. Презентация на тема "еволюция на звездите"

Съдържание

Раждането на звездите
Живот на звезда
Бели джуджета и неутронни дупки
Черни дупки
Смъртта на звездите

Цели и задачи

Представете действието на гравитационните сили във Вселената, които водят до образуването на звезди.
Помислете за процеса на еволюция на звездите.
Дайте концепцията за пространствената скорост на звездите.
Опишете физическата природа на звездите.

Родена е звезда

Пространството често се нарича безвъздушно пространство, мислейки го за празно. Обаче не е така. В междузвездното пространство има прах и газ, главно хелий и водород, с много повече от последния.
Във Вселената има дори цели облаци прах и газ, които могат да бъдат компресирани под въздействието на гравитацията.

Родена е звезда

По време на процеса на компресия част от облака ще се нагрее и ще стане по-плътен.
Ако масата на компресираното вещество е достатъчна, за да започнат да протичат ядрени реакции в него по време на процеса на компресия, тогава звезда излиза от такъв облак.

Родена е звезда

Всяка "новородена" звезда, в зависимост от първоначалната си маса, заема определено място на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел - графика, на едната ос на която е нанесен цветът на звездата, а на другата - нейната светимост, т.е. количеството енергия, излъчвана за секунда.
Цветовият индекс на една звезда е свързан с температурата на нейните повърхностни слоеве – колкото по-ниска е температурата, толкова по-червена е звездата и толкова по-голям е цветният й индекс.

Живот на звезда

По време на процеса на еволюция звездите променят позицията си на диаграмата спектър-осветеност, преминавайки от една група в друга. Звездата прекарва по-голямата част от живота си в главната последователност. Вдясно и нагоре от него са разположени както най-младите звезди, така и звездите, които са напреднали далеч по своя еволюционен път.

Живот на звезда

Продължителността на живота на една звезда зависи главно от нейната маса. Според теоретичните изчисления масата на една звезда може да варира от 0,08 преди 100 слънчеви маси.
Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-бързо изгаря водородът и толкова по-тежки елементи могат да се образуват по време на термоядрен синтез в нейните дълбини. В късен етап от еволюцията, когато изгарянето на хелий започне в централната част на звездата, тя напуска Главната последователност, превръщайки се, в зависимост от масата си, в син или червен гигант.

Живот на звезда

Но идва момент, когато една звезда е на прага на криза; тя вече не може да генерира необходимото количество енергия, за да поддържа вътрешно налягане и да устои на силите на гравитацията. Започва процесът на неконтролируемо компресиране (колапс).
В резултат на колапса се образуват звезди с огромна плътност (бели джуджета). Едновременно с образуването на свръхплътно ядро, звездата изхвърля външната си обвивка, която се превръща в газов облак - планетарна мъглявина и постепенно се разсейва в космоса.
Звезда с по-голяма маса може да се свие до радиус от 10 km, превръщайки се в неутронна звезда. Една супена лъжица от неутронна звезда тежи 1 милиард тона! Последният етап от еволюцията на още по-масивна звезда е образуването на черна дупка. Звездата се свива до такъв размер, че втората скорост на бягство става равна на скоростта на светлината. В областта на черна дупка пространството е силно извито и времето се забавя.

Живот на звезда

Образуването на неутронни звезди и черни дупки задължително е свързано с мощна експлозия. В небето се появява ярка точка, почти толкова ярка, колкото галактиката, в която е пламнала. Това е "Свръхнова". Споменаванията в древните хроники за появата на най-ярките звезди в небето не са нищо повече от доказателство за колосални космически експлозии.

Смърт на звезда

Звездата губи цялата си външна обвивка, която, отлитайки с висока скорост, се разтваря без следа в междузвездната среда след стотици хиляди години, а преди това я наблюдаваме като разширяваща се газова мъглявина.
През първите 20 000 години разширяването на газовата обвивка е придружено от мощно радиоизлъчване. През това време тя е гореща плазмена топка, която има магнитно поле, което задържа високоенергийните заредени частици, образувани в Суперновата.
Колкото повече време е минало от експлозията, толкова по-слабо е радиоизлъчването и толкова по-ниска е температурата на плазмата.

Слайд 1

Слайд 2

Вселената се състои от 98% звезди. Те са основният елемент на галактиката. „Звездите са огромни топки от хелий и водород, както и други газове. Гравитацията ги привлича, а налягането на горещия газ ги избутва навън, създавайки равновесие. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където хелият взаимодейства с водорода всяка секунда.

Слайд 3

Жизненият път на звездите е пълен цикъл - раждане, растеж, период на относително спокойна активност, агония, смърт и наподобява жизнения път на отделен организъм. Астрономите не са в състояние да проследят живота на една звезда от началото до края. Дори най-краткоживеещите звезди съществуват милиони години – повече от живота не само на един човек, но и на цялото човечество. Учените обаче могат да наблюдават много звезди на много различни етапи от тяхното развитие - новородени и умиращи. Въз основа на множество звездни портрети те се опитват да възстановят еволюционния път на всяка звезда и да напишат нейната биография.

Слайд 4

Слайд 5

Звездообразуващи региони. Гигантски молекулярни облаци с маси, по-големи от 105 пъти масата на Слънцето (повече от 6000 от тях са известни в Галактиката) Мъглявината Орел, 6000 светлинни години от нас, млад отворен звезден куп в съзвездието Змии, тъмни области в мъглявината са протозвезди

Слайд 6

Мъглявината Орион е светеща емисионна мъглявина със зеленикав оттенък и се намира под пояса на Орион, видима дори с невъоръжено око, на 1300 светлинни години и с величина 33 светлинни години

Слайд 7

Гравитационна компресия Компресията е следствие от гравитационната нестабилност, идея на Нютон. По-късно Джинс определи минималния размер на облаците, в които може да започне спонтанно компресиране. Има доста ефективно охлаждане на средата: освободената гравитационна енергия преминава в инфрачервено лъчение, което отива в открития космос.

Слайд 8

Protostar Тъй като плътността на облака се увеличава, той става непрозрачен за радиация. Температурата на вътрешните области започва да се повишава. Температурата в недрата на протозвездата достига прага на реакциите на термоядрен синтез. Компресията спира за известно време.

Слайд 9

младата звезда е достигнала главната последователност на диаграмата H-R, процесът на изгаряне на водорода е започнал - основното звездно ядрено гориво практически не се компресира и енергийните запаси вече не се променят; бавна промяна в химическия състав в него централните области, причинени от превръщането на водорода в хелий, влизат в стационарно състояние

Слайд 10

Слайд 11

когато водородът изгори напълно, звездата напуска главната последователност в областта на гигантите или, при големи маси, на гигантите и свръхгигантите

Слайд 12

звездна маса< 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.

Слайд 13

Бяло джудже в облак от междузвезден прах Две млади черни джуджета в съзвездието Телец

Слайд 14

звездна маса > 1,4 слънчеви маси: гравитационните сили на компресия са много високи плътността на материята достига милион тона на cm3 освобождава се огромна енергия - 10^45 J температура - 10^11 K експлозия на супернова, по-голямата част от звездата е изхвърлена в открития космос при скорост от 1000-5000 km/s потоци неутрино охлаждат ядрото на звездата - неутронна звезда

Слайд 1

ЕВОЛЮЦИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ

Слайд 2

Вселената се състои от 98% звезди. Те са основният елемент на галактиката.

„Звездите са огромни топки от хелий и водород, както и други газове. Гравитацията ги дърпа навътре, а налягането на горещия газ ги изтласква навън, създавайки равновесие. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където хелият взаимодейства с водорода всяка секунда.

Слайд 3

Жизненият път на звездите е пълен цикъл - раждане, растеж, период на относително спокойна активност, агония, смърт и наподобява жизнения път на отделен организъм.

Астрономите не са в състояние да проследят живота на една звезда от началото до края. Дори най-краткоживеещите звезди съществуват милиони години – повече от живота не само на един човек, но и на цялото човечество. Учените обаче могат да наблюдават много звезди на много различни етапи от тяхното развитие - новородени и умиращи. Въз основа на множество звездни портрети те се опитват да възстановят еволюционния път на всяка звезда и да напишат нейната биография.

Слайд 4

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел

Слайд 5

Звездообразуващи региони.

Гигантски молекулярни облаци с маса над 105 слънчеви маси (повече от 6000 от тях са известни в Галактиката)

Мъглявина Орел

На 6000 светлинни години млад отворен звезден куп в съзвездието Змии; тъмните области в мъглявината са протозвезди

Слайд 6

Мъглявината Орион

светлинна емисионна мъглявина със зеленикав оттенък и разположена под пояса на Орион може да се види дори с невъоръжено око, на 1300 светлинни години и с величина 33 светлинни години

Слайд 7

Гравитационна компресия

Компресията е следствие от гравитационната нестабилност, идеята на Нютон. По-късно Джинс определи минималния размер на облаците, в които може да започне спонтанно компресиране.

Има доста ефективно охлаждане на средата: освободената гравитационна енергия преминава в инфрачервено лъчение, което отива в открития космос.

Слайд 8

Протозвезда

С увеличаване на плътността на облака той става непрозрачен за радиация. Температурата на вътрешните области започва да се повишава. Температурата в недрата на протозвездата достига прага на реакциите на термоядрен синтез. Компресията спира за известно време.

Слайд 9

младата звезда е пристигнала на главната последователност на диаграмата H-R, процесът на изгаряне на водород е започнал - основното звездно ядрено гориво практически не се компресира и енергийните запаси вече не се променят; бавна промяна в химическия състав в централната му част региони, причинени от превръщането на водорода в хелий

Звездата преминава в стационарно състояние

Слайд 10

Еволюционна графика на типична звезда

Слайд 11

когато водородът изгори напълно, звездата напуска главната последователност в района на гиганти или, при големи маси, свръхгиганти

Гиганти и свръхгиганти

Слайд 12

звездна маса

Когато цялото ядрено гориво изгори, започва процесът на гравитационно компресиране.

Слайд 2

Вселената се състои от 98% звезди. Те са основният елемент на галактиката.

„Звездите са огромни топки от хелий и водород, както и други газове. Гравитацията ги привлича, а налягането на горещия газ ги изтласква, създавайки равновесие на звездата, която се съдържа в ядрото й, където хелият взаимодейства с водорода всяка секунда.

Слайд 3

Слайд 4

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел

Слайд 5

Звездообразуващи региони.

Гигантски молекулярни облаци с маса над 105 слънчеви маси (повече от 6000 от тях са известни в Галактиката)

Мъглявината Орел, отдалечена на 6000 светлинни години, е млад отворен звезден куп в съзвездието Змия; тъмните области в мъглявината са протозвезди.

Слайд 6

Слайд 7

Гравитационна компресия

Компресията е следствие от гравитационната нестабилност, идеята на Нютон.

По-късно Джинс определи минималния размер на облаците, в които може да започне спонтанно компресиране.

Слайд 8

Протозвезда

С увеличаване на плътността на облака той става непрозрачен за радиация.
Температурата на вътрешните области започва да се повишава.
Температурата в недрата на протозвездата достига прага на реакциите на термоядрен синтез.
Компресията спира за известно време.

Слайд 9

млада звезда е пристигнала в главната последователност на H-R диаграмата
започна процесът на изгаряне на водорода, основното звездно ядрено гориво
компресията практически не се случва и енергийните резерви вече не се променят
бавна промяна в химичния състав в централните му области, причинена от превръщането на водорода в хелий

Звездата преминава в стационарно състояние

Слайд 10

Еволюционна графика на типична звезда

Слайд 11

Гиганти и свръхгиганти

Слайд 12

звездна маса< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
електроните се споделят, образувайки изроден електронен газ
гравитационното компресиране спира
плътността достига няколко тона на cm3
все още запазва T=10^4 K
постепенно се охлажда и бавно се свива (милиони години)
накрая се охладете и се превърнете в ЧЕРНИ джуджета

Когато цялото ядрено гориво изгори, започва процесът на гравитационно компресиране.

Слайд 13

Бяло джудже в облак от междузвезден прах
Две млади черни джуджета в съзвездието Телец

Слайд 14

звездна маса > 1,4 слънчеви маси:
гравитационните сили на компресия са много високи
плътността на веществото достига милион тона на cm3
отделя се огромна енергия - 10^45 J
температура – 10^11 К
експлозия на свръхнова
по-голямата част от звездата се изхвърля в открития космос със скорост 1000-5000 km/s
потоците от неутрино охлаждат ядрото на звездата -

Неутронна звезда

Произход и еволюция на галактики и звезди. Регион на звездообразуване - мъглявината Орион (M42), Алнитак Алнилам

Модел на звездообразуване Радиусът на видимата част на Вселената - Метагалактика не може да надвишава разстоянието, което радиацията изминава за време, равно на възрастта на Вселената - 13,7 ± 2 милиарда години според съвременните представи. Следователно галактиките, родени почти 0,5 милиарда години след Големия взрив, са на възраст над 13 милиарда години. Най-старите звезди с възраст над 10 милиарда години са част от кълбовидни звездни купове (популации тип 2 с ниско съдържание на елементи, по-тежки от He). Най-вероятно те са се образували едновременно с галактиките. Кълбовиден звезден куп M80 в съзвездието Скорпион на 8280 бр.

Възраст на Вселената и галактиките а) Възрастта на нашата Галактика е 13,7 милиарда години (точност 1%). б) Вселената се състои от - 4% атоми от видимата материя; - 23% е заето от тъмна материя; - останалите 73% са мистериозната "антигравитация" (тъмна енергия), караща Вселената да се разширява. Галактиките започват да се формират 100 милиона години след Големия взрив и през следващите 3-5 милиарда години се формират и групират в купове. Следователно възрастта на най-старите елиптични галактики е около 14 милиарда години. Първите звезди се появяват 1 милион години след Големия взрив, следователно трябва да има звезди на възраст около 14 милиарда години. На 30 юни 2001 г. от Кейп Канаверал беше изстрелян астрономическият апарат на НАСА "MAP" (Micwave Anisotropy Probe) с тегло 840 кг и цена 145 млн. долара и на 1 октомври 2001 г. достигна точката на либрация L2 (гравитационен баланс между Слънцето, Земята и Луната), разположен на 1,5 милиона километра от Земята. Целта на космическия кораб е да създаде триизмерна картина на експлозията и да надникне във времето, когато звездите и галактиките все още не са се появили. WMAP: 1-балансиращи тежести на системата за прецизна стабилизация, 2-сензор на навигационната система, 3-приемащ електронен блок, 4-вълновод, 5-всепосочна антена, 6-огледало 1,4*1,6 м, 7-секунден рефлектор, 8-охлаждане, 9-монтирана платформа, 10-електроника, 11-екран от слънчева светлина. Използвайки космическия кораб WMAP на НАСА, който събира информация за фоновото микровълново лъчение, до 2006 г. беше установено:

Кратка история на развитието на Вселената ВремеТемператураСъстояние на Вселената сек Повече KИнфлационно разширение сек Повече от KПоявата на кварки и електрони сек10 12 KОбразуване на протони и неутрони сек - 3 мин KПоява на ядра на деутерий, хелий и литий 400 хиляди години 4000 KОбразуване на атоми 15 милиона години 300 KПродължаване на разширяването на газовия облак 1 милиард години 20 KГенерация на първите звезди и галактики 3 милиарда години 10 K Образуване на тежки ядра по време на експлозии на звезди милиарди години 3 KПоява на планети и интелигентен живот години 10 -2 K Прекратяване на процеса на раждане на звезди години KИзчерпване на енергията на всички звезди години -20 K Изпаряване на черни дупки и раждане на елементарни частици години KЗавършване на изпарението на всички черни дупки

Образуване на звезди Звездите винаги се образуват в групи (купове) в резултат на гравитационна нестабилност в студени (T=10K) и плътни молекулярни облаци с маса най-малко 2000 M. ГМО с маса над 10 5 M (повече от 6000 са известни) съдържат до 90% от общия молекулярен газ на Галактиката. Натрупване на студен газ и прах – глобула B68 (каталог на Барнард), фрагмент от ГМО. Масата на глобулата може да достигне до 100 M. Компресията се улеснява от ударни вълни по време на разширяването на остатъци от свръхнови, спирални вълни на плътност и звезден вятър от горещи OB звезди. Температурата на материята по време на прехода от молекулярни облаци през облачна фрагментация (поява на глобуси) към звезди нараства милиони пъти, а плътността - в пъти. Етапът на развитие на звезда, характеризиращ се с компресия и все още без термоядрени източници на енергия, се нарича протозвезда (на гръцки protos „първи“).

Еволюция на звезди от слънчев тип При формиращата се протозвезда ядрото поглъща цялата или почти цялата материя, свива се и когато температурата вътре надвиши 10 милиона K, започва процесът на изгаряне на водород (термоядрена реакция). За звездите с М са минали 60 милиона години от самото начало. В главната последователност - най-дългият етап от живота, звездите от слънчев тип са на възраст 9-10 милиарда години. В слоя, съседен на ядрото, като правило остава водород, протон-протонните реакции се възобновяват, налягането в обвивката се увеличава значително, а външните слоеве на звездата рязко се увеличават по размер - звездата се измества надясно - в област на червените гиганти, увеличаваща се по размер около 50 пъти. В края на живота си, след етапа на червения гигант, звездата се свива, превръщайки се в бяло джудже, изхвърля обвивката си (до 30% от масата си) под формата на планетарна мъглявина. Бялото джудже продължава да свети слабо много дълго време, докато топлината му се изразходва напълно и то се превръща в мъртво черно джудже. След като звездата изразходва съдържащия се в централната част водород, хелиевото ядро ще започне да се свива, температурата му ще се повиши толкова много, че ще започнат реакции с голямо освобождаване на енергия (при температура K започва изгаряне на хелий - това е една десета от времето на изгаряне на H).

Еволюция на масивни звезди Вече са известни два основни фактора, водещи до загуба на стабилност и колапс: = при температури от 5–10 милиарда K започва фотодисоциацията на железните ядра - „разпадането“ на железните ядра на 13 алфа частици с поглъщане на фотони : 56 Fe + ? > 13 4 He + 4n, = при по-високи температури – дисоциация на хелий 4 He > 2n + 2p и неутронизация на веществото (улавяне на електрони от протони за образуване на неутрони). Отпадането на обвивката на звездата се обяснява с взаимодействието на неутриното с материята. Разпадането на ядрата изисква значителен разход на енергия, веществото губи своята еластичност, ядрото се свива и температурата се повишава, но не толкова бързо, че да спре компресията. Повечето от енергията, освободена по време на компресията, се отнася от неутрино. В резултат на неутронизацията на материята и дисоциацията на ядрата, звезда експлодира навътре - имплозия. Материята на централната област на звездата пада към центъра със скоростта на свободно падане, като постепенно привлича слоеве от звездата, все по-отдалечени от центъра. Започналият колапс може да бъде спрян от еластичността на вещество, което е достигнало ядрена плътност и се състои главно от изродени неутрони (неутронна течност). В този случай се образува неутронна звезда. Обвивката на звездата набира огромна инерция и се изхвърля в междузвездното пространство със скорости до km/s. По време на колапса на ядрата на най-масивните звезди с маса над 30 слънчеви маси имплозията на ядрото очевидно води до образуването на черна дупка. В звезди с маси, по-големи от 10M, термоядрените реакции протичат при неизродени условия до образуването на най-стабилните елементи на железния пик (фиг.). Масата на развиващото се ядро зависи слабо от общата маса на звездата и е 2–2,5 M. 13 4 He + 4n, = при по-високи температури – дисоциация на хелий 4 He > 2n + 2p и неутронизация на веществото (улавяне на електрони от протони с образуване на неутрони). Отпадането на обвивката на звездата се обяснява с взаимодействието на неутриното с материята. Разпадането на ядрата изисква значителен разход на енергия, веществото губи своята еластичност, ядрото се свива и температурата се повишава, но не толкова бързо, че да спре компресията. Повечето от енергията, освободена по време на компресията, се отнася от неутрино. В резултат на неутронизация на материята и дисоциация на ядра, звезда експлодира навътре - имплозия. Материята на централната област на звездата пада към центъра със скоростта на свободно падане, като постепенно привлича слоеве от звездата, все по-отдалечени от центъра. Започналият колапс може да бъде спрян от еластичността на вещество, което е достигнало ядрена плътност и се състои главно от изродени неутрони (неутронна течност). В този случай се образува неутронна звезда. Обвивката на звездата набира огромна инерция и се изхвърля в междузвездното пространство със скорост до 10 000 km/s. По време на колапса на ядрата на най-масивните звезди с маса над 30 слънчеви маси имплозията на ядрото очевидно води до образуването на черна дупка. В звезди с маси, по-големи от 10M, термоядрените реакции протичат при неизродени условия до образуването на най-стабилните елементи на железния пик (фиг.). Масата на развиващото се ядро зависи слабо от общата маса на звездата и е 2–2,5 M.">
Последният етап от звездната еволюция е Мъглявината Рак - газообразният остатък от супернова колапс на ядрото, експлозията на която е наблюдавана през 1054 г. В центъра е неутронна звезда, изхвърляща частици, които карат газа да свети (синьо). Външните нишки са съставени главно от водород и хелий от разрушената масивна звезда. NGC 6543, вътрешна област на мъглявината Котешко око, фалшиво цветно изображение (червен Hα; син неутрален кислород, 630 nm; зелен йонизиран азот, nm). Планетарните мъглявини се образуват, когато външните слоеве (черупки) на червени гиганти и свръхгиганти с маса 2,58 слънчеви се отделят в последния етап от тяхната еволюция. Фигура: Акреционен диск от гореща плазма, обикалящ около черна дупка.