Рождение вселенной эволюция гибель звезд проект

Рождение, жизнь и смерть звёзд

Описание картины эволюции звезды. Характеристика химического состава наружных слоев звезд. Анализ зависимости срока жизни звезды от ее массы. Характеристика процессов расширения и сжатия звезд. Описание причин и вариантов угасания и смерти звезд.

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Размещено на http://www.allbest.ru/

В небе миллионы звёзд, только в нашей галактики их 400млн. Мало кто задумывался вообще, как и откуда они появляются.

Звезда — массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят термоядерные реакции.

Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек. Но в настоящий момент доказано, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время.

Мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. При сжатии протозвезды температура ее повышается, и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Т.к. размеры этого газового шара очень велики, все реакции протекают практически незаметны. В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает сила притяжения, и газовый шар перестает сжиматься. Примерно так протозвезда становится звездой.

Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры. Проникнуть вглубь даже ближайшей звезды — Солнца — мы не можем, поэтому приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы — электроны, протоны, нейтроны там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные в лабораториях. Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т. е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени. звезда химический расширение угасание

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов сравнительно невелико. Приблизительно на каждые 10 000 атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около десяти атомов кислорода и совсем немного других. При температуре 10-30 млн. градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате образуются ядра различных химических элементов.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет. Отсюда можно сделать вывод, что «Чем больше звезда, тем меньше она живёт».

Жизненный путь звезды довольно сложен. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур и остывает до такой степени, что в её атмосфере начинают образовываться пылинки. Звезда расширяется до грандиозных размеров, как орбита Марса, и сжимается до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до огромных величин и падает почти до нуля.

Важную роль в жизни звезды играет магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы и др. На звёздах, магнитное поле которых сильнее солнечного, эти процессы протекают с большей интенсивностью. В частности, переменность блеска некоторых таких звёзд объясняют появлением пятен, аналогичных солнечным, но закрывающих десятки процентов их поверхности

Превращение, «выгорание», водорода в гелий при термоядерной реакции происходит в центральных областях звезды, в условиях высоких температур.

В наружных областях звезды водород не «выгорает» из-за низкой температуры и низком давлении. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно он практически весь «выгорит». Что же происхожит дальше? Есть два варианта развития событий:

1) Звёзды с массами меньшей Солнечной «сбрасывают» наружную оболочку. Через несколько десятков тысяч лет эта оболочка рассеивается и остаётся небольшая, горячая и плотная звезда. Медленно остывая, она превращается в «белого карлика». «Белые карлики», в которых весь водород выгорел и ядерные реакции прекратились, представляют собой, видимо, последний этап эволюции звезды. Постепенно остывая, они излучают все меньше и меньше энергии, светимость падает, гравитационные силы сжимают вещество. «Белые карлики» постепенно переходят в разряд «черных карликов» — холодных звезд огромной плотности и небольшого размера. Этот процесс длится сотни миллионов лет.

2) Финал жизни звезд, массы которых превышают солнечную, может быть иным. Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции взрываются. В этих случаях говорят о вспышке «сверхновой». Вспышка «сверхновой» звезды — весьма редкое явление. В больших звездных системах, подобных нашей Галактике, вспышке «сверхновых» происходят в среднем раз в сто лет. Этот взрыв может происходить из-за слишком быстрого выделения потенциальной энергии.

Если в ядре звезды «выгорел» весь водород, то давление газа в ядре не может уравновесить гравитационные силы. Звезда начинает сжиматься с огромной скоростью, плотность вещества начинает резко расти. И через некоторое время звезда будет раздавлена своей собственной массой и будет называеться уже черной дырой. Черная дыра может вступать в гравитационное взаимодействие с другими телами: она может удерживать около себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему.

За период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушно светящихся точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования. По многочисленным звёздным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и даже написать её биографию.

Размещено на Allbest.ru

Подобные документы

Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.

контрольная работа [29,4 K], добавлен 23.04.2007

Пути, ведущие к появлению ярких звезд на нашем ночном небосводе. Химический состав звезд. Гарвардская спектральная классификация. Особенности звездных спектров. Источники звёздной энергии. Рождение и срок жизни звезд. Гипотезы о причине взрывов звезд.

реферат [25,4 K], добавлен 27.12.2010

Происхождение звезд, их движение, светимость, цвет, температура и состав. Скопление звезд, звезды-гиганты, белые и нейтронные карлики. Расстояние от нас до звезд, их возраст, способы определения астрономических расстояний, фазы и этапы эволюции звезды.

реферат [28,1 K], добавлен 08.06.2010

Сущность звезды как небесного тела, в котором происходят термоядерные реакции. Единицы измерения звездных характеристик, способы определения массы и химического состава звезды. Роль диаграммы Герцшпрунга-Рассела в исследовании звезд, процесс их эволюции.

презентация [4,1 M], добавлен 26.06.2011

Звёздная эволюция — изменения звезды в течение её жизни. Термоядерный синтез и рождение звезд; планетарная туманность, протозвезды. Характеристика молодых звезд, их зрелость, поздние годы, гибель. Нейтронные звезды (пульсары), белые карлики, черные дыры.

презентация [3,5 M], добавлен 10.05.2012

Источник

Рождение и эволюция звезд

Астрономия, как предмет, выведена из школьной программы. Однако в физике 11 класса по программе ФГОС есть глава «Строение Вселенной». В этой главе есть уроки » Физические характеристики звезд» и «Эволюция звезд». Данная презентация, выполненная ученицами, является дополнительным материалом для данных уроков. Работа выполнена эстетично, красочно, грамотно и материал, предложенный в ней выходит за рамки программы.

Скачать:

Предварительный просмотр:

Подписи к слайдам:

Рождение и эволюция звезд Работу выполнили: учащиеся 11 класса «Л» МБОУ «СОШ №37» г.Кемерово Кузина Софья и Шевяко Анна. Руководитель: Шинкоренко Ольга Владимировна, учитель физики.

Содержание Рождение звезд Жизнь звезды Гибель звезд Примеры звезд Примеры главных созвездий

Рождение звезды Космос часто называют безвоздушным пространством, полагая его пустым. Однако, это не так. В межзвездном пространстве есть пыль и газ, в основном, гелий и водород, причем последнего значительно больше. Во Вселенной существуют даже целые облака пыли и газа, которые могут сжиматься под действием сил гравитации.

Рождение звезды В процессе сжатия часть облака будет нагреваясь уплотняться. Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда.

Рождение звезды Каждая «новорожденная» звезда, в зависимости от своей первоначальной массы, занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела — графике, по одной оси которого отложен показатель цвета звезды, а по другой — ее светимость, т.е. количество энергии, излучаемой в секунду. Показатель цвета звезды связан с температурой ее поверхностных слоев — чем ниже температура, тем звезда краснее, а ее показатель цвета больше.

Жизнь звезды В процессе эволюции звезды меняют свое положение на диаграмме «спектр-светимость», перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Главной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути.

Жизнь звезды Время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом.

Жизнь звезды Но наступает момент, когда звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необходимое количество энергии, для поддержания внутреннего давления и противостояния силам гравитации. Начинается процесс неудержимого сжатия (коллапс). Вследствие коллапса образуются звезды с огромной плотностью (белые карлики). Одновременно с образованием сверхплотного ядра, звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, которая превращается в газовое облако — планетарную туманность и постепенно рассеивается в космосе. Звезда большей массы может сжиматься до радиуса, 10 км, превращаясь в нейтронную звезду. Одна столовая ложка нейтронной звезды весит 1 млрд. тонн! Последняя стадия эволюции еще более массивной звезды — образование черной дыры. Звезда сжимается до таких размеров, при которых вторая космическая скорость становится равной скорости света. В районе черной дыры пространство сильно искривляется, а время замедляется.

Жизнь звезды Образование нейтронных звезд и черных дыр обязательно связано с мощным взрывом. В небе возникает яркая точка, почти такая же яркая, как галактика, в которой она вспыхнула. Это «Сверхновая звезда». Упоминания, встречающиеся в древних летописях о появлении на небе ярчайших звезд, это не что иное, как свидетельства колоссальных космических взрывов.

Гибель звезды Звезда теряет всю внешнюю оболочку, которая, разлетаясь с большой скоростью, через сотни тысяч лет без следа растворяется в межзвездной среде, а до этого мы наблюдаем ее как расширяющуюся газовую туманность. Первые 20 000 лет расширение газовой оболочки сопровождается мощным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горячий плазменный шар, имеющий магнитное поле, удерживающее заряженные частицы высоких энергий, образовавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже температура плазмы.

Примеры звёзд Галактика в созвездии Большая Медведица Большая Медведица

Примеры главных созвездий Андромеда

Используемая литература Карпенков С. Х. Концепции современного естествознания. — М., 1997. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с. Владимир Сурдин Как рождаются звезды – Рубрика «Планетарий», Вокруг Света, №2 (2809), Февраль 2008 Карпенков С. Х. Основные концепции естествознания. — М., 1998. Новиков И. Д. Эволюция Вселенной. — М., 1990. Ровинский Р. Е. Развивающаяся Вселенная. — М., 1995.

Источник

Естествознание.ру

Звезды

Каждая звезда во Вселенной проходит свой жизненный путь — от рождения до смерти. Это называется звездной эволюцией. Для звезд длительность каждого этапа эволюции разная и зависит в основном от размеров звезды и внешних воздействий (наличия рядом другой звезды или звезд и т. п.). Однако последовательность этапов всегда одна и та же.

Схематично рассмотрим все этапы звездной эволюции. Из первичного материала (1) возникают либо звезды малой и средней величины — субгиганты (2), либо сверхгиганты и гипергиганты (3). Со временем они превращаются в красных гигантов (4) или красных супергигантов (5). Наконец, звезды взрываются, образуя планетарную туманность (6) или суперновую звезду (7). После взрыва на месте погибшей звезды небольшого размера остается ее остывающее ядро—белый карлик размером с планету (8). Взрыв красного супергиганта (суперновая звезда) заканчивается образованием черной дыры (9) или нейтронной звезды (10).

Начало

Любая звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, оставшегося либо после Большого взрыва, либо после взрыва другой звезды (как вариант — звезд). Главная движущая сила, строящая звезду, — сила гравитации.

Рождение

Постепенно под действием силы гравитации аморфное газообразное облако сжимается, движение частиц в нем ускоряется. В его центре становится все жарче, и вот вспыхивает новая звезда — протозвезда. После этого процесс сжатия облака останавливается.

Развитие

Звезда живет в среднем 5-10 млрд лет. Затем на ней заканчивается основное топливо — водород, в реакцию вступают углерод и гелий. Однако их температура горения намного больше, чем у водорода, поэтому звезда значительно увеличится в размерах и превратится в красный гигант. Естественно, при этом ближайшие к гиганту планеты либо уничтожаются, либо превращаются в пылающие каменные шары.

Гибель

В состоянии красного гиганта ни одна звезда не задерживается долго. Реакция горения гелия и углерода нестабильна. Рано или поздно звезду разрывает со страшной силой, превращающей в пыль остатки планетарной системы.

Будущее вселенной

И раз уж мы проследили, как рождаются и умирают звезды, заглянем в будущее всей нашей расширяющейся Вселенной. С момента Большого взрыва (11) прошло примерно 14 млрд млрд лет (12). Если расширение продолжится с той же скоростью, что и сейчас, то соседние галактики через 100 млрд лет разойдутся на такие расстояния, что перестанут быть видимы (13). Через 100 триллионов миллиардов лет погаснет большая часть звезд, и во Вселенной будут преобладать черные дыры (14). Процесс образования звезд окончательно прекратится через триллион триллионов лет. Вся энергия Большого взрыва исчерпается, и во Вселенной наступит полная темнота (15).

Источник