Тема на презентацията: Раждане и еволюция на звездите. Презентация на тема "еволюция на звездите" Презентация по астрономия на тема еволюция на звездите

В звездното небе, заедно със звездите, има облаци, състоящи се от частици газ и прах (водород). Някои от тях са толкова плътни, че започват да се свиват под въздействието на гравитационното привличане. Когато газът се компресира, той се нагрява и започва да излъчва инфрачервени лъчи. На този етап звездата се нарича ПРОТОЗВЕЗДА Когато температурата във вътрешността на протозвездата достигне 10 милиона градуса, започва термоядрена реакция, превръщаща водорода в хелий, докато протозвездата се превръща в обикновена звезда, излъчваща светлина. Средно големи звезди като Слънцето светят средно 10 милиарда години. Смята се, че Слънцето все още е върху него, тъй като е в средата на жизнения си цикъл.

Целият водород в хода на термоядрена реакция се превръща в хелий, образува се хелиев слой. Ако температурата в хелиевия слой е по-малка от 100 милиона Келвина, не възниква по-нататъшна термоядрена реакция на превръщането на хелиевите ядра в азотни и въглеродни ядра, термоядрената реакция не се случва в центъра на звездата, а само във водородния слой. в съседство с хелиевия слой, докато температурата вътре в звездата постепенно се повишава. Когато температурата достигне 100 милиона Келвина, в ядрото на хелия започва термоядрена реакция, докато ядрата на хелия се превръщат във въглеродни, азотни и кислородни ядра. Светимостта и размерът на звездата се увеличават, обикновената звезда става червен гигант или свръхгигант. Околозвездната обвивка на звездите, чиято маса е не повече от 1,2 слънчеви маси, постепенно се разширява и в крайна сметка се отделя от ядрото, а звездата се превръща в бяло джудже, което постепенно се охлажда и избледнява. Ако масата на една звезда е около два пъти по-голяма от масата на Слънцето, тогава такива звезди стават нестабилни в края на живота си и експлодират, превръщат се в свръхнови и след това се превръщат в неутронни звезди или черна дупка.

В края на живота си червеният гигант се превръща в бяло джудже. Бялото джудже е свръхплътното ядро ​​на червен гигант, съставено от хелий, азот, кислород, въглерод и желязо. Бялото джудже е силно компресирано. Радиусът му е приблизително 5000 км, тоест той е приблизително равен по размер на нашата Земя. Освен това плътността му е около 4 × 10 6 g / cm 3, тоест такова вещество тежи четири милиона повече от водата на Земята. Температурата на повърхността му е 10 000K. Бялото джудже изстива много бавно и остава да съществува до края на света.

Свръхнова е звезда в момента на завършване на нейната еволюция в хода на гравитационен колапс. Образуването на свръхнова слага край на съществуването на звезди с маса над 8-10 слънчеви маси. На мястото на гигантска експлозия на супернова остава неутронна звезда или Черна дупка, а около тези обекти известно време се наблюдават останките от обвивките на избухналата звезда. Експлозията на свръхнова в нашата Галактика е доста рядко явление. Средно това се случва веднъж или два пъти на всеки сто години, така че е много трудно да се улови моментът, когато една звезда излъчва енергия в космоса и пламва в тази секунда като милиарди звезди.

Екстремните сили, които възникват по време на образуването на неутронна звезда, компресират атомите, така че електроните, притиснати в ядрата, се комбинират с протони, за да образуват неутрони. Така се ражда звезда, почти изцяло съставена от неутрони. Свръхплътната ядрена течност, ако бъде докарана до Земята, би избухнала като ядрена бомба, но в неутронна звезда е стабилна поради огромното гравитационно налягане. Въпреки това във външните слоеве на неутронна звезда (както всъщност на всички звезди) налягането и температурата падат, образувайки твърда кора с дебелина около километър. Смята се, че се състои главно от железни ядра.

Черни дупки Според сегашното ни разбиране за еволюцията на звездите, когато звезда с маса, по-голяма от около 30 слънчеви маси, загине при експлозия на свръхнова, външната й обвивка се разпада, а вътрешните слоеве бързо се свиват към центъра и образуват черна дупка в мястото на звездата, която е изразходвала запасите си от гориво. Практически е невъзможно да се идентифицира черна дупка от този произход, изолирана в междузвездното пространство, тъй като тя е в разреден вакуум и не се проявява по никакъв начин от гледна точка на гравитационни взаимодействия. Въпреки това, ако такава дупка е била част от двойна звездна система (две горещи звезди, обикалящи около техния център на масата), черната дупка все още ще има гравитационен ефект върху партньорската си звезда. Звездите неизбежно ще „текат“ в посока на черната дупка. Когато се приближи до фаталната граница, материята, засмукана във фунията на черната дупка, неизбежно ще се кондензира и нагрее поради по-честите сблъсъци между погълнатите от дупката частици, докато не се нагрее до енергията на излъчване на вълни в X -обхват на лъчите. Астрономите могат да измерват честотата на този вид промяна на интензитета на рентгеновите лъчи и да изчислят, като я сравнят с други налични данни, приблизителната маса на обект, който „дърпа“ материята върху себе си. Ако масата на обект надвишава границата на Чандрасекар (1,4 слънчеви маси), този обект не може да бъде бяло джудже, в което нашето светило е предназначено да се изроди. В повечето случаи на наблюдавани наблюдения на такива двойни рентгенови звезди, неутронната звезда е масивен обект. Въпреки това вече има повече от дузина случаи, когато единственото разумно обяснение е наличието на черна дупка в двойна звездна система.

В хода на термоядрените реакции, протичащи в дълбините на звездата почти през целия й живот, водородът се превръща в хелий. След като значителна част от водорода се превърне в хелий, температурата в центъра му се повишава. Когато температурата се повиши до около 200 милиона К, хелият става ядрено гориво, което след това се превръща в кислород и неон. Температурата в центъра на звездата постепенно се повишава до 300 милиона K. Но дори при такива високи температури кислородът и неонът са доста стабилни и не влизат в ядрени реакции. След известно време обаче температурата се удвоява, сега вече е равна на 600 милиона K. И тогава неонът става ядрено гориво, което в хода на реакции се превръща в магнезий и силиций. Образуването на магнезий е придружено от освобождаване на свободни неутрони. Свободните неутрони, реагирайки с тези метали, създават атоми на по-тежки метали - до уран - най-тежкият естествен елемент.

Но целият неон в ядрото е изразходван. Ядрото започва да се свива и отново свиването е придружено от повишаване на температурата. Следващият етап започва, когато всеки два кислородни атома, когато се комбинират, пораждат атом силиций и атом хелий. Силициевите атоми, свързвайки се по двойки, образуват атоми на никел, които скоро се превръщат в атоми на желязо. В ядрените реакции, придружени от появата на нови химични елементи, участват не само неутрони, но и протони и атоми на хелий. Появяват се елементи като сяра, алуминий, калций, аргон, фосфор, хлор и калий. При температури 2-5 милиарда К се раждат титан, ванадий, хром, желязо, кобалт, цинк и др.. Но от всички тези елементи желязото е най-представено.

С вътрешната си структура звездата вече прилича на лук, всеки слой от който е изпълнен предимно с един елемент. С образуването на желязо звездата е в навечерието на драматичен взрив. Ядрените реакции, протичащи в желязното ядро ​​на звезда, водят до превръщането на протоните в неутрони. В този случай се излъчват потоци от неутрино, които носят със себе си значително количество енергия на звездата в открития космос. Ако температурата в ядрото на звездата е висока, тогава тези загуби на енергия могат да имат сериозни последствия, тъй като водят до намаляване на радиационното налягане, необходимо за поддържане на стабилността на звездата. И като следствие от това, гравитационните сили отново влизат в действие, предназначени да доставят необходимата енергия на звездата. Гравитационните сили компресират звездата все по-бързо и по-бързо, възстановявайки енергията, отнесена от неутриното.

Както и преди, компресията на звездата е придружена от повишаване на температурата, която в крайна сметка достига 4-5 милиарда K. Сега събитията се развиват малко по-различно. Ядрото, състоящо се от елементи от желязната група, претърпява сериозни промени: елементите от тази група вече не реагират с образуването на по-тежки елементи, а се разпадат на хелий, като същевременно излъчват колосален неутронен поток. Повечето от тези неутрони се улавят от материята на външните слоеве на звездата и участват в създаването на тежки елементи. На този етап звездата достига критично състояние. Когато са създадени тежките химически елементи, се е освободила енергия в резултат на сливането на леки ядра. Така звездата е излъчвала огромни количества от него в продължение на стотици милиони години. Сега крайните продукти на ядрените реакции отново се разпадат, образувайки хелий: звездата е принудена да компенсира загубената по-рано енергия

Бетелгейзе се подготвя за експлозията (c арабски. "Къщата на близнака") - червен свръхгигант в съзвездието Орион. Една от най-големите звезди, известни на астрономите. Ако се постави вместо Слънцето, то при минималните си размери ще запълни орбитата на Марс, а при максималните ще достигне орбитата на Юпитер. Обемът на Бетелгейзе е почти 160 милиона пъти по-голям от слънцето. И е един от най-ярките - светимостта му е в пъти по-голяма от слънчевата. Възрастта му е само по космически стандарти около 10 милиона години, а този нажежен космически гигант „Чернобил” вече е на ръба на експлозията. Червеният гигант вече е започнал да агонизира и да намалява по размер. През периода на наблюдение от 1993 до 2009 г. диаметърът на звездата е намалял с 15%, а сега просто се свива пред очите ни. Астрономите от НАСА обещават, че чудовищната експлозия ще увеличи блясъка на звездата хиляда пъти. Но поради голямото разстояние на светлинни години от нас, катастрофата няма да засегне нашата планета по никакъв начин. И резултатът от експлозията ще бъде образуването на свръхнова.

Как ще изглежда това най-рядко събитие от Земята? Изведнъж в небето ще светне много ярка звезда .. Такова космическо шоу ще продължи около шест седмици, което означава повече от месец и половина "бели нощи" в определени части на планетата, останалите хора ще се насладите на два или три допълнителни часа дневна светлина и възхитителната гледка на експлодираща звезда през нощта. Две или три седмици след експлозията звездата ще започне да избледнява и след няколко години най-накрая ще се превърне в мъглявина, подобна на Рак, за земен наблюдател. Е, вълните от заредени частици след експлозията ще достигнат Земята след няколко века и жителите на Земята ще получат малка (4-5 порядъка по-малка от смъртоносната) доза йонизиращо лъчение. Но във всеки случай не трябва да се притеснявате - както казват учените, няма заплаха за Земята и нейните жители, но такова събитие е уникално само по себе си - последното доказателство за експлозия на свръхнова на Земята е датирано от 1054 г.

слайд 1

слайд 2

Звезди Вселената е съставена от 98% звезди. Те са и 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 избутва навън, създавайки баланс. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където всяка секунда хелият взаимодейства с водорода.

слайд 3

Животът на звездите житейски пътотделен 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. Въпреки това учените могат да наблюдават много звезди на различни етапи от тяхното развитие - току-що родени и умиращи. Въз основа на многобройни звездни портрети те се опитват да реконструират еволюционния път на всяка звезда и да напишат нейната биография.

слайд 4

слайд 5

Региони на звездообразуване Региони на звездообразуване. Гигантски молекулярни облаци с маси, по-големи от 105 слънчеви маси (повече от 6000 от тях са известни в Галактиката) Мъглявината Орел, на 6000 светлинни години от нас, е млад отворен звезден куп в съзвездието Змии, тъмните области в мъглявината са протозвезди

слайд 6

Мъглявината Орион Мъглявината Орион е светлинна емисионна мъглявина със зеленикав оттенък и се намира под пояса на Орион и дори може да се види просто око 1300 светлинни години от нас и величина 33 светлинни години

Слайд 7

Гравитационно свиване Гравитационно свиване Компресията е следствие от гравитационната нестабилност, идея на Нютон. По-късно Джинс определя минималния размер на облаците, в които може да започне спонтанно свиване. Осъществява се доста ефективно охлаждане на средата: освободената енергия на гравитацията преминава в инфрачервено лъчение, което отива в открития космос.

Слайд 8

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

слайд 9

Стационарно състояние млада звезда дойде в основната последователност H-R диаграмипроцесът на изгаряне на водород е започнал - основното звездно ядрено гориво практически не се компресира и енергийните запаси вече не се променят бавна промяна химичен съставв централните си области, поради превръщането на водорода в хелий, звездата преминава в стационарно състояние

слайд 10

слайд 11

Гиганти и свръхгиганти Когато водородът е напълно изгорен, звездата напуска главната последователност в района на гиганти или, с големи маси, свръхгиганти Гиганти и свръхгиганти

слайд 12

Маса на гравитационно свиване на звезда< 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

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

слайд 14

Масата на звездата масата на звездата > 1,4 маса на Слънцето: силите на гравитационно свиване са много високи плътността на материята достига милион тона на cm3 освобождава се огромна енергия - 10 ^ 45 J температура - 10 ^ 11 K Експлозия на свръхнова повечето отзвездите се изхвърлят в открития космос със скорост 1000-5000 km/s потоци неутрино охлаждат ядрото на звездата - неутронна звезда

Съдържание

• Раждането на звездите
• Звезден живот
• Бели джуджета и неутронни дупки
• Черни дупки
• Смъртта на звездите

Цели и цели

• Да се ​​запознаят с 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.

Раждането на звезда

• Пространството често се нарича безвъздушно пространство, като се смята, че е празно. Обаче не е така. В междузвездното пространство има прах и газ, главно хелий и водород, като последният е много по-изобилен.
• Във Вселената има дори цели облаци прах и газ, които могат да се срутят под въздействието на гравитационните сили.

Раждането на звезда

• В процеса на компресия част от облака ще се нагрее и кондензира.
• Ако масата на компресиращата материя е достатъчна, за да започнат да протичат ядрени реакции вътре в нея по време на процеса на компресия, тогава от такъв облак се получава звезда.

Раждането на 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 цветният индекс 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 нейният цветен индекс е по-голям.

Звезден живот

• В процеса на еволюция звездите променят позицията си на диаграмата "спектър-светимост", преминавайки от една група в друга. Една звезда прекарва по-голямата част от живота си в главната последователност. Вдясно и нагоре от него са както най-младите звезди, така и звездите, които са напреднали далеч по своя еволюционен път.

Звезден живот

• 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 водородът изгаря и по-тежките елементи могат да се образуват в процеса на термоядрен синтез в нейните дълбини. В късен етап от еволюцията, когато започва изгарянето на хелий в централната част на звездата, тя се спуска от Главната последователност, превръщайки се, в зависимост от масата, в син или червен гигант.

Звезден живот

• Но идва момент, когато звездата е на ръба на криза, тя вече не може да произвежда 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 космическа скорост става равна на скоростта на светлината. В района на черна дупка пространството е силно извито и времето се забавя.

Звезден живот

• 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. Споменавания, открити в древни хроники за появата в небето най-ярките звезди, това не е нищо друго освен доказателство за колосални космически експлозии.

Звездна смърт

• Звездата губи цялата си външна обвивка, която, разширявайки се 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 това е гореща плазмена топка, която има магнитно поле, което задържа високоенергийните заредени частици, образувани в свръхновата.
• Колкото повече време е минало от експлозията, толкова по-слабо е радиоизлъчването и толкова по-ниска е плазмената температура.

слайд 1

слайд 2

Вселената е съставена от 98% звезди. Те са и 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 избутва навън, създавайки баланс. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където всяка секунда хелият взаимодейства с водорода.

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. Въпреки това учените могат да наблюдават много звезди на различни етапи от тяхното развитие - току-що родени и умиращи. Въз основа на многобройни звездни портрети те се опитват да реконструират еволюционния път на всяка звезда и да напишат нейната биография.

слайд 4

слайд 5

Области на звездообразуване. Гигантски молекулярни облаци с маси, по-големи от 105 слънчеви маси (повече от 6000 от тях са известни в Галактиката) Мъглявината Орел, на 6000 светлинни години от нас, е млад отворен звезден куп в съзвездието Змии, тъмните области в мъглявината са протозвезди

слайд 6

Мъглявината Орион е светеща емисионна мъглявина със зеленикав оттенък и се намира под пояса на Орион и може да се види дори с невъоръжено око на 1300 светлинни години от нас и величина от 33 светлинни години

Слайд 7

Гравитационно свиване Компресията е следствие от гравитационната нестабилност, идея на Нютон. По-късно Джинс определя минималния размер на облаците, в които може да започне спонтанно свиване. Осъществява се доста ефективно охлаждане на средата: освободената енергия на гравитацията 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 във вътрешността на протозвездата достига прага на реакциите на термоядрен синтез. Компресията спира за известно време.

слайд 9

млада звезда е влязла в основната последователност на диаграмата HR, процесът на изгаряне на водород е започнал - основното звездно ядрено гориво практически не е компресирано и енергийните запаси вече не се променят бавна промяна в химичния състав в централните му области, поради до превръщането на водорода в хелий Звездата преминава в стационарно състояние

слайд 10

слайд 11

когато водородът е напълно изгорен, звездата напуска главната последователност в района на гиганти или, при големи маси, свръхгиганти Гиганти и свръхгиганти

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 свръхнова по-голямата част от звездата е изхвърлена в открития космос при скорост от 1000-5000 km/s потоци неутрино охлаждат ядрото на звезда - неутронна звезда

слайд 2

Вселената е съставена от 98% звезди. Те са и 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 навън, създавайки равновесие. Енергията на една звезда се съхранява 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. Въпреки това учените могат да наблюдават много звезди на различни етапи от тяхното развитие - току-що родени 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

Области на звездообразуване.

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

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

слайд 6

Мъглявината Орион е светеща емисионна мъглявина със зеленикав оттенък и се намира под пояса на Орион и може да се види дори с невъоръжено око на 1300 светлинни години от нас и величина от 33 светлинни години

Слайд 7

Гравитационно свиване

Компресията е следствие от гравитационната нестабилност, идеята на Нютон.

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

Осъществява се доста ефективно охлаждане на средата: освободената енергия на гравитацията 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 във вътрешността 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 водород - основното звездно ядрено гориво
• практически няма компресия и енергийните запаси вече не се променят
• бавна промяна на химичния състав в централните му области, дължаща се на превръщането на водорода в хелий

Звездата преминава в стационарно състояние

Слайд 10

Графика на еволюцията на типична звезда

слайд 11

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

Гиганти и свръхгиганти

слайд 12

• звездна маса< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• електроните се социализират, образувайки изроден електронен газ
• гравитационното свиване спира
• плътността достига до 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:
• гравитационната сила е много силна
• 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
• потоци от неутрино охлаждат ядрото на звезда -

неутронна звезда