Тема на презентацијата: Раѓање и еволуција на ѕвездите. Презентација на тема „еволуција на ѕвезди“ Презентација за астрономија на тема еволуција на ѕвезди

На ѕвезденото небо, заедно со ѕвездите, има облаци кои се состојат од честички гас и прашина (водород). Некои од нив се толку густи што почнуваат да се намалуваат под влијание на гравитациската привлечност. Како што гасот се компресира, тој се загрева и почнува да емитува инфрацрвени зраци. Во оваа фаза, ѕвездата се нарекува ПРОТОСТАР Кога температурата во внатрешноста на протоѕвездата ќе достигне 10 милиони степени, термонуклеарна реакција започнува да го претвора водородот во хелиум, а протоѕвездата се претвора во обична ѕвезда што емитува светлина. Ѕвездите со средна големина како Сонцето сјаат во просек 10 милијарди години. Се верува дека Сонцето сè уште е на него, бидејќи е во средината на својот животен циклус.

Целиот водород за време на термонуклеарна реакција се претвора во хелиум, се формира хелиумски слој. Ако температурата во слојот на хелиум е помала од 100 милиони Келвини, не се случува дополнителна термонуклеарна реакција на трансформација на јадрата на хелиум во јадра на азот и јаглерод, термонуклеарната реакција не се случува во центарот на ѕвездата, туку само во водородниот слој. во непосредна близина на слојот на хелиум, додека температурата во внатрешноста на ѕвездата постепено се зголемува. Кога температурата ќе достигне 100 милиони Келвини, започнува термонуклеарна реакција во јадрото на хелиумот, додека јадрата на хелиумот се претвораат во јадра на јаглерод, азот и кислород. Светлината и големината на ѕвездата се зголемуваат, обична ѕвезда станува црвен џин или суперџин. Околу ѕвездената обвивка од ѕвезди, чија маса не е поголема од 1,2 соларни маси, постепено се шири и на крајот се отцепува од јадрото, а ѕвездата се претвора во бело џуџе, кое постепено се лади и избледува. Ако масата на ѕвезда е околу двапати поголема од масата на Сонцето, тогаш таквите ѕвезди стануваат нестабилни на крајот од својот живот и експлодираат, стануваат супернови, а потоа се претвораат во неутронски ѕвезди или црна дупка.

На крајот од својот живот, црвениот џин се претвора во бело џуџе. Белото џуџе е супергусто јадро на црвениот џин, составено од хелиум, азот, кислород, јаглерод и железо. Белото џуџе е силно компресирано. Неговиот радиус е приближно 5000 km, односно е приближно еднаков по големина со нашата Земја. Покрај тоа, неговата густина е околу 4 × 10 6 g / cm 3, односно таквата супстанција тежи четири милиони повеќе од водата на Земјата. Температурата на неговата површина е 10000К. Белото џуџе се лади многу бавно и останува да постои до крајот на светот.

Супернова е ѕвезда во моментот на завршување на нејзината еволуција во текот на гравитацискиот колапс. Со формирањето на супернова завршува постоењето на ѕвезди со маса над 8-10 сончеви маси. На местото на џиновска експлозија на супернова останува неутронска ѕвезда или Црна дупка, а околу овие објекти извесно време се набљудуваат остатоците од лушпите на експлодираната ѕвезда. Експлозијата на супернова во нашата галаксија е прилично редок феномен. Во просек, ова се случува еднаш или двапати на секои сто години, па затоа е многу тешко да се фати моментот кога ѕвезда емитира енергија во вселената и пламнува во таа секунда како милијарди ѕвезди.

Екстремните сили што се јавуваат за време на формирањето на неутронска ѕвезда ги компресираат атомите така што електроните притиснати во јадрата се комбинираат со протоните за да формираат неутрони. Така, се раѓа ѕвезда, речиси целосно составена од неутрони. Супергустата нуклеарна течност, доколку се донесе на Земјата, би експлодирала како нуклеарна бомба, но во неутронска ѕвезда е стабилна поради огромниот гравитациски притисок. Меѓутоа, во надворешните слоеви на неутронската ѕвезда (како, навистина, на сите ѕвезди), притисокот и температурата паѓаат, формирајќи цврста кора дебела околу еден километар. Се верува дека се состои главно од железни јадра.

Црни дупки Според нашето сегашно разбирање за ѕвездената еволуција, кога ѕвезда со маса поголема од околу 30 соларни маси умира во експлозија на супернова, нејзината надворешна обвивка се распаѓа, а внатрешните слоеви брзо се уриваат кон центарот и формираат црна дупка во местото на ѕвездата што ги потрошила своите резерви на гориво. Практично е невозможно да се идентификува црна дупка од ова потекло изолирана во меѓуѕвездениот простор, бидејќи се наоѓа во редок вакуум и не се манифестира на кој било начин во однос на гравитационите интеракции. Меѓутоа, ако таквата дупка била дел од двоен ѕвезден систем (две жешки ѕвезди кои орбитираат околу нивниот центар на маса), црната дупка сепак ќе има гравитациски ефект врз својата партнер ѕвезда. Ѕвездите неизбежно ќе „течат“ во правец на црната дупка. Кога се приближува до фаталната граница, материјата вшмукувана во инката на црната дупка неизбежно ќе се кондензира и ќе се загрее поради почестите судири меѓу честичките апсорбирани од дупката, додека не се загрее до енергијата на зрачењето на брановите на рендгенскиот зраци. опсег. Астрономите можат да ја измерат фреквенцијата на промените во интензитетот на рендгенските зраци од овој вид и да ја пресметаат, споредувајќи ја со други достапни податоци, приближната маса на објектот што ја „влече“ материја кон себе. Ако масата на објектот ја надминува границата на Чандрасехар (1,4 соларни маси), овој објект не може да биде бело џуџе, во кое нашата светилка е предодредена да дегенерира. Во повеќето случаи на набљудувани набљудувања на такви двојни рендгенски ѕвезди, неутронската ѕвезда е масивен објект. Сепак, веќе има повеќе од десетина случаи каде што единственото разумно објаснување е присуството на црна дупка во двоен ѕвезден систем. Границата Чандрасехар

Во текот на термонуклеарните реакции што се случуваат во длабочините на ѕвездата речиси во текот на целиот нејзин живот, водородот се претвора во хелиум. Откако значителен дел од водородот се претвора во хелиум, температурата во неговиот центар се зголемува. Кога температурата се зголемува на околу 200 милиони К, хелиумот станува нуклеарно гориво, кое потоа се претвора во кислород и неон. Температурата во центарот на ѕвездата постепено се зголемува до 300 милиони К. Но, дури и при толку високи температури, кислородот и неонот се доста стабилни и не влегуваат во нуклеарни реакции. Меѓутоа, по некое време, температурата се удвојува, сега веќе е еднаква на 600 милиони К. И тогаш неонот станува нуклеарно гориво, кое во текот на реакциите се претвора во магнезиум и силициум. Формирањето на магнезиум е придружено со ослободување на слободни неутрони. Слободните неутрони, реагирајќи со овие метали, создаваат атоми на потешки метали - до ураниум - најтешкиот од природните елементи.

Но, целиот неон во јадрото е потрошен. Јадрото почнува да се собира, и повторно контракцијата е придружена со зголемување на температурата. Следната фаза започнува, кога на секои два атома на кислород, кога ќе се соединат, се добива атом на силикон и атом на хелиум. Атомите на силиконот, поврзувајќи се во парови, формираат атоми на никел, кои наскоро се претвораат во атоми на железо. Нуклеарните реакции, придружени со појава на нови хемиски елементи, вклучуваат не само неутрони, туку и протони и атоми на хелиум. Се појавуваат елементи како сулфур, алуминиум, калциум, аргон, фосфор, хлор и калиум. На температури од 2-5 милијарди К се раѓаат титаниум, ванадиум, хром, железо, кобалт, цинк и други.Но од сите овие елементи најмногу е застапено железото.

Со својата внатрешна структура, ѕвездата сега наликува на кромид, чијшто слој е исполнет главно со кој било елемент. Со формирањето на железо, ѕвездата е во пресрет на драматична експлозија. Нуклеарните реакции што се случуваат во железното јадро на ѕвездата доведуваат до претворање на протоните во неутрони. Во овој случај, се емитуваат струи на неутрина, кои со себе носат значителна количина од енергијата на ѕвездата во вселената. Ако температурата во јадрото на ѕвездата е висока, тогаш овие загуби на енергија може да имаат сериозни последици, бидејќи доведуваат до намалување на притисокот на зрачењето неопходен за одржување на стабилноста на ѕвездата. И како последица на ова, гравитационите сили повторно влегуваат во игра, дизајнирани да ја испорачаат потребната енергија на ѕвездата. Гравитационите сили ја компресираат ѕвездата побрзо и побрзо, надополнувајќи ја енергијата однесена од неутрината.

Како и досега, компресирањето на ѕвездата е придружено со зголемување на температурата, која на крајот достигнува 4-5 милијарди К. Сега настаните се развиваат малку поинаку. Јадрото, кое се состои од елементи на железната група, претрпува сериозни промени: елементите од оваа група повеќе не реагираат со формирање на потешки елементи, туку се распаѓаат во хелиум, додека испуштаат колосален неутронски флукс. Повеќето од овие неутрони се заробени од материјата на надворешните слоеви на ѕвездата и се вклучени во создавањето на тешки елементи. Во оваа фаза, ѕвездата достигнува критична состојба. Кога се создаваа тешки хемиски елементи, енергијата била ослободена како резултат на фузија на светлосни јадра. Така, ѕвездата емитирала огромни количини од неа во текот на стотици милиони години. Сега крајните производи на нуклеарните реакции повторно се распаѓаат, формирајќи хелиум: ѕвездата е принудена да ја надомести енергијата што ја изгубила порано

Бетелгез се подготвува за експлозија (в арапски. „Куќата на близнакот“) - црвен суперџин во соѕвездието Орион. Една од најголемите ѕвезди познати на астрономите. Кога би бил поставен наместо Сонцето, тогаш со минимална големина би ја пополнил орбитата на Марс, а во максимум би ја достигнал орбитата на Јупитер. Обемот на Бетелгез е речиси 160 милиони пати поголем од сонцето. И тој е еден од најсветлите - неговата сјајност е пати поголема од сонцето. Неговата старост е само, според вселенските стандарди, околу 10 милиони години.А овој вжештен гигант „Чернобил“ е веќе на работ на експлозија. Црвениот џин веќе почна да се мачи и да се намалува во големина. За време на периодот на набљудување од 1993 до 2009 година, дијаметарот на ѕвездата се намали за 15%, а сега таа едноставно се намалува пред нашите очи. Астрономите на НАСА ветуваат дека монструозната експлозија ќе ја зголеми осветленоста на ѕвездата за илјада пати. Но, поради оддалеченоста од светлосни години од нас, катастрофата нема да влијае на нашата планета на кој било начин. И резултатот од експлозијата ќе биде формирање на супернова.

Како ќе изгледа овој најреток настан од земјата? Одеднаш на небото ќе трепка многу светла ѕвезда.. Таквото вселенско шоу ќе трае околу шест недели, што значи повеќе од месец и половина „бели ноќи“ во одредени делови на планетата, останатите луѓе ќе уживаат во два или три дополнителни часа дневна светлина и прекрасниот спектакл на ѕвезда што експлодира ноќе. Две или три недели по експлозијата, ѕвездата ќе почне да бледнее, а за неколку години конечно ќе се претвори во маглина слична на Рак за земски набљудувач. Па, брановите на наелектризирани честички по експлозијата ќе стигнат до Земјата за неколку векови, а жителите на Земјата ќе добијат мала (4-5 реда по големина помала од смртоносната) доза на јонизирачко зрачење. Но, во никој случај не треба да се грижите - како што велат научниците, нема закана за Земјата и нејзините жители, но таков настан е единствен сам по себе - последниот доказ за експлозија на супернова на Земјата е датиран од 1054 година.

слајд 1

слајд 2

Ѕвезди Вселената е составена од 98% ѕвезди. Тие се и главниот елемент на галаксијата. „Ѕвездите се огромни топчиња од хелиум и водород, како и други гасови. Гравитацијата ги повлекува, а притисокот на жешкиот гас ги турка надвор, создавајќи рамнотежа. Енергијата на ѕвездата е содржана во нејзиното јадро, каде што секој втор хелиум е во интеракција со водородот“.

слајд 3

Животот на ѕвездите животен патпосебен организам. Астрономите не можат да го следат животот на една ѕвезда од почеток до крај. Дури и најкратковечните ѕвезди постојат со милиони години - подолг од животот не само на една личност, туку и на целото човештво. Сепак, научниците можат да набљудуваат многу ѕвезди во различни фази од нивниот развој - штотуку родени и умираат. Врз основа на бројни ѕвездени портрети, тие се обидуваат да го реконструираат еволутивниот пат на секоја ѕвезда и да ја напишат нејзината биографија.

слајд 4

слајд 5

Региони на формирање на ѕвезди Региони на формирање на ѕвезди. Џиновски молекуларни облаци со маса поголема од 105 соларни маси (повеќе од 6.000 од нив се познати во Галаксијата) Маглината Орел, оддалечена 6000 светлосни години, е младо отворено ѕвездено јато во соѕвездието Змии, темните области во маглината се протоѕвезди

слајд 6

Маглината Орион Маглината Орион е светлечка емисиона маглина со зеленикава нијанса и се наоѓа под Орионовиот појас и може да се види дури и со голо око на 1300 светлосни години од нас и со светлинска величина од 33 светлосни години

Слајд 7

Гравитациска контракција Гравитациска контракција Компресијата е последица на гравитациската нестабилност, идејата на Њутн. Фармерките подоцна ја одредиле минималната големина на облаците во кои може да започне спонтана контракција. Се случува прилично ефикасно ладење на медиумот: ослободената гравитациона енергија оди во инфрацрвено зрачење, кое бега во вселената.

Слајд 8

Protostar Protostar Како што се зголемува густината на облакот, тој станува непроѕирен за зрачење. Температурата на внатрешните региони почнува да расте. Температурата во внатрешноста на протоѕвездата го достигнува прагот на реакции на термонуклеарна фузија. Компресијата застанува некое време.

Слајд 9

Стационарна состојба млада ѕвезда дојде во главната низа H-R дијаграмизапочна процесот на согорување на водород - главното ѕвездено нуклеарно гориво практично не е компресирано, а резервите на енергија веќе не се менуваат бавната промена хемиски составво нејзините централни региони, поради претворањето на водородот во хелиум, ѕвездата преминува во неподвижна состојба

слајд 10

слајд 11

Џинови и суперџинови кога водородот е целосно изгорен, ѕвездата ја напушта главната низа во регионот на џинови или, со големи маси, суперџинови Гиганти и суперџинови

слајд 12

Маса на гравитациона контракција на ѕвезда< 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.

слајд 13

Џуџиња Бело џуџе во облак од меѓуѕвездена прашина Две млади црни џуџиња во соѕвездието Бик

слајд 14

Масата на ѕвездата масата на ѕвездата > 1,4 маси на Сонцето: силите на гравитационата компресија се многу високи густината на материјата достигнува милион тони на cm3 се ослободува огромна енергија - 10 ^ 45 J температура - 10 ^ 11 K Експлозија на супернова повеќетоѕвездите се исфрлаат во вселената со брзина од 1000-5000 km / s неутринските текови го ладат јадрото на ѕвездата - неутронска ѕвезда

содржина

• Раѓањето на ѕвездите
• Ѕвезден живот
• Бели џуџиња и неутронски дупки
• Црни дупки
• Смртта на ѕвездите

Цели и цели

• Да се ​​запознае со дејството на гравитационите сили во Универзумот, кои доведуваат до формирање на ѕвезди.
• Размислете за процесот на еволуција на ѕвездите.
• Дајте го концептот за просторната брзина на ѕвездите.
• Опишете ја физичката природа на ѕвездите.

Раѓање на ѕвезда

• Просторот често се нарекува безвоздушен простор, верувајќи дека е празен. Сепак, тоа не е. Во меѓуѕвездениот простор има прашина и гас, главно хелиум и водород, а вториот е многу пообилен.
• Во универзумот има дури и цели облаци од прашина и гас кои можат да се урнат под влијание на гравитационите сили.

Раѓање на ѕвезда

• Во процесот на компресија, дел од облакот ќе се загрее и кондензира.
• Ако масата на компресираната материја е доволна за да почнат да се случуваат нуклеарни реакции во неа за време на процесот на компресија, тогаш од таков облак се добива ѕвезда.

Раѓање на ѕвезда

• Секоја „новородена“ ѕвезда, во зависност од нејзината почетна маса, зазема одредено место на дијаграмот Херцпрунг-Расел - графикон, на едната оска на која е нацртан индексот на бојата на ѕвездата, а на другата - нејзината сјајност, т.е. количината на емитирана енергија во секунда.
• Индексот на бојата на ѕвездата е поврзан со температурата на нејзините површински слоеви - колку е помала температурата, толку е поцрвена ѕвездата, а нејзиниот индекс на боја е поголем.

Ѕвезден живот

• Во процесот на еволуција, ѕвездите ја менуваат својата позиција на дијаграмот „спектрум-светлина“, движејќи се од една група во друга. Ѕвездата го поминува поголемиот дел од својот живот на Главната секвенца. Десно и нагоре од него се и најмладите ѕвезди и ѕвезди кои напреднале далеку по нивниот еволутивен пат.

Ѕвезден живот

• Животот на ѕвездата главно зависи од нејзината маса. Според теоретските пресметки, масата на ѕвезда може да варира од 0,08 пред 100 сончеви маси.
• Колку е поголема масата на ѕвездата, толку побрзо согорува водородот, а потешките елементи можат да се формираат во процесот на термонуклеарна фузија во нејзините длабочини. Во доцната фаза на еволуцијата, кога започнува согорувањето на хелиумот во централниот дел на ѕвездата, тој се спушта од Главната низа, станувајќи, во зависност од масата, син или црвен џин.

Ѕвезден живот

• Но, доаѓа момент кога ѕвездата е на работ на криза, таа повеќе не може да ја произведе потребната количина на енергија за да го одржи внатрешниот притисок и да се спротивстави на силите на гравитацијата. Започнува процесот на неконтролирано компресија (колапс).
• Како резултат на колапсот, се формираат ѕвезди со огромна густина (бели џуџиња). Истовремено со формирањето на супергусто јадро, ѕвездата ја отфрла својата надворешна обвивка, која се претвора во гасен облак - планетарна маглина и постепено се распаѓа во вселената.
• Ѕвезда со поголема маса може да се намали до радиус од 10 km, претворајќи се во неутронска ѕвезда. Една лажица неутронска ѕвезда тежи 1 милијарда тони! Последната фаза во еволуцијата на уште помасивна ѕвезда е формирањето на црна дупка. Ѕвездата се намалува до таква големина што втората космичка брзина станува еднаква на брзината на светлината. Во областа на црната дупка, просторот е силно закривен, а времето се забавува.

Ѕвезден живот

• Формирањето на неутронски ѕвезди и црни дупки е нужно поврзано со силна експлозија. На небото се појавува светла точка, речиси исто толку светла како галаксијата во која се разгорела. Ова е супернова. Спомнувања пронајдени во античките хроники за изгледот на небото најсветлите ѕвезди, ова не е ништо друго туку доказ за колосални космички експлозии.

Ѕвездена смрт

• Ѕвездата ја губи целата своја надворешна обвивка, која што се шири со голема брзина се раствора без трага во меѓуѕвездената средина по стотици илјади години, а пред тоа ја набљудуваме како гасовита маглина што се шири.
• Во првите 20.000 години, проширувањето на гасната обвивка е придружено со моќна радио емисија. За тоа време, тоа е жешка плазма топка која има магнетно поле кое ги држи наелектризираните честички со висока енергија формирани во суперновата.
• Колку повеќе време поминало од експлозијата, толку е послаба радио емисијата и температурата на плазмата е пониска.

слајд 1

слајд 2

Универзумот е составен од 98% ѕвезди. Тие се и главниот елемент на галаксијата. „Ѕвездите се огромни топчиња од хелиум и водород, како и други гасови. Гравитацијата ги повлекува, а притисокот на жешкиот гас ги турка надвор, создавајќи рамнотежа. Енергијата на ѕвездата е содржана во нејзиното јадро, каде што секој втор хелиум е во интеракција со водородот“.

слајд 3

Животниот пат на ѕвездите е целосен циклус - раѓање, раст, период на релативно мирна активност, агонија, смрт и наликува на животниот пат на индивидуален организам. Астрономите не можат да го следат животот на една ѕвезда од почеток до крај. Дури и најкратковечните ѕвезди постојат со милиони години - подолг од животот не само на една личност, туку и на целото човештво. Сепак, научниците можат да набљудуваат многу ѕвезди во различни фази од нивниот развој - штотуку родени и умираат. Врз основа на бројни ѕвездени портрети, тие се обидуваат да го реконструираат еволутивниот пат на секоја ѕвезда и да ја напишат нејзината биографија.

слајд 4

слајд 5

Региони на формирање на ѕвезди. Џиновски молекуларни облаци со маса поголема од 105 соларни маси (повеќе од 6.000 од нив се познати во Галаксијата) Маглината Орел, оддалечена 6000 светлосни години, е младо отворено ѕвездено јато во соѕвездието Змии, темните области во маглината се протоѕвезди

слајд 6

Маглината Орион е блескава емисиона маглина со зеленикава нијанса и се наоѓа под Орионовиот појас и може да се види дури и со голо око на оддалеченост од 1300 светлосни години од нас, и светлинска величина од 33 светлосни години.

Слајд 7

Гравитациска контракција Компресијата е последица на гравитациската нестабилност, идејата на Њутн. Фармерките подоцна ја одредиле минималната големина на облаците во кои може да започне спонтана контракција. Се случува прилично ефикасно ладење на медиумот: ослободената гравитациона енергија оди во инфрацрвено зрачење, кое бега во вселената.

Слајд 8

Протостар Како што се зголемува густината на облакот, тој станува непроѕирен за зрачење. Температурата на внатрешните региони почнува да расте. Температурата во внатрешноста на протоѕвездата го достигнува прагот на реакции на термонуклеарна фузија. Компресијата застанува некое време.

Слајд 9

млада ѕвезда влезе во главната низа на дијаграмот за човечки ресурси, започна процесот на согорување на водород - главното ѕвездено нуклеарно гориво практично не е компресирано, а резервите на енергија веќе не ја менуваат бавната промена во хемискиот состав во нејзините централни региони, поради до претворање на водород во хелиум Ѕвездата преминува во неподвижна состојба

слајд 10

слајд 11

кога водородот е целосно изгорен, ѕвездата ја напушта главната низа во регионот на џинови или, на големи маси, суперџинови Џинови и суперџинови

слајд 12

ѕвездена 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.

слајд 13

Бело џуџе во облак од меѓуѕвездена прашина Две млади црни џуџиња во соѕвездието Бик

слајд 14

ѕвездена маса > 1,4 соларни маси: гравитационите сили на компресија се многу висока густината на материјата достигнува милион тони на cm3 се ослободува огромна енергија - 10 ^ 45 J температура - 10 ^ 11 K експлозија на супернова поголемиот дел од ѕвездата се исфрла во вселената на брзина од 1000-5000 km/s неутрински текови го ладат јадрото на ѕвездата - Неутронска ѕвезда

слајд 2

Универзумот е составен од 98% ѕвезди. Тие се и главниот елемент на галаксијата.

„Ѕвездите се огромни топчиња од хелиум и водород, како и други гасови. Гравитацијата ги влече внатре, а притисокот на жешкиот гас ги турка надвор, создавајќи рамнотежа.Енергијата на ѕвездата се складира во нејзиното јадро, каде што хелиумот секоја секунда влегува во интеракција со водородот“.

слајд 3

Животниот пат на ѕвездите е целосен циклус - раѓање, раст, период на релативно мирна активност, агонија, смрт и наликува на животниот пат на индивидуален организам.

Астрономите не можат да го следат животот на една ѕвезда од почеток до крај. Дури и најкратковечните ѕвезди постојат со милиони години - подолг од животот не само на една личност, туку и на целото човештво. Сепак, научниците можат да набљудуваат многу ѕвезди во различни фази од нивниот развој - штотуку родени и умираат. Врз основа на бројни портрети на ѕвезди, тие се обидуваат да го реконструираат еволутивниот пат на секоја ѕвезда и да ја напишат нејзината биографија.

слајд 4

Херцспрунг-Расел дијаграм

слајд 5

Региони на формирање на ѕвезди.

Џиновски молекуларни облаци со маса поголема од 105 соларни маси (повеќе од 6.000 од нив се познати во Галаксијата)

Маглината Орел, оддалечена 6000 светлосни години, е младо отворено ѕвездено јато во соѕвездието Змии, темните области во маглината се протоѕвезди.

слајд 6

Маглината Орион е блескава емисиона маглина со зеленикава нијанса и се наоѓа под Орионовиот појас и може да се види дури и со голо око на оддалеченост од 1300 светлосни години од нас, и светлинска величина од 33 светлосни години.

Слајд 7

Гравитациона контракција

Компресијата е последица на гравитациската нестабилност, идејата на Њутн.

Фармерките подоцна ја одредиле минималната големина на облаците во кои може да започне спонтана контракција.

Се случува прилично ефикасно ладење на медиумот: ослободената гравитациона енергија оди во инфрацрвено зрачење, кое бега во вселената.

Слајд 8

протоѕвезда

• Како што се зголемува густината на облакот, тој станува непроѕирен за зрачење.
• Температурата на внатрешните региони почнува да расте.
• Температурата во внатрешноста на протоѕвездата го достигнува прагот на реакции на термонуклеарна фузија.
• Компресијата застанува некое време.

Слајд 9

• млада ѕвезда пристигна на главната низа на дијаграмот H-R
• започна процесот на согорување на водородот - главното ѕвездено нуклеарно гориво
• практично нема компресија, а резервите на енергија повеќе не се менуваат
• бавна промена на хемискиот состав во неговите централни региони, поради претворањето на водородот во хелиум

Ѕвездата оди во неподвижна состојба

Слајд 10

График на еволуцијата на типична ѕвезда

слајд 11

кога водородот е целосно изгорен, ѕвездата ја напушта главната низа во регионот на џинови или, при големи маси, суперџинови

Гиганти и суперџинови

слајд 12

• ѕвездена маса< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• електроните се социјализираат, формирајќи дегенериран електронски гас
• гравитационата контракција престанува
• густината станува до неколку тони на cm3
• сè уште го задржува Т=10^4 К
• постепено се лади и полека се намалува (милиони години)
• конечно се олади и се претвора во ЦРНИ Џуџиња

Кога целото нуклеарно гориво ќе изгори, започнува процесот на гравитациска компресија.

слајд 13

• Бело џуџе во облак од меѓуѕвездена прашина
• Две млади црни џуџиња во соѕвездието Бик

Слајд 14

• ѕвездена маса > 1,4 соларни маси:
• гравитационата сила е многу силна
• густината на супстанцијата достигнува милион тони на cm3
• се ослободува огромна енергија - 10 ^ 45 Ј
• температура – ​​10^11 К
• експлозија на супернова
• поголемиот дел од ѕвездата се исфрла во вселената со брзина од 1000-5000 km/s
• потоци од неутрина го ладат јадрото на ѕвездата -

неутронска ѕвезда