Tema de prezentare: Nașterea și evoluția stelelor. Prezentare de evoluție stelară Astronomie Prezentare de evoluție stelară

Pe cerul înstelat, alături de stele, există nori formați din particule de gaz și praf (hidrogen). Unele dintre ele sunt atât de dense încât încep să se micșoreze sub influența forțelor de atracție gravitațională. Pe măsură ce se contractă, gazul se încălzește și începe să emită raze infraroșii. În această etapă, steaua se numește PROTOSTAR Când temperatura din interiorul protostelei atinge 10 milioane de grade, începe o reacție termonucleară de transformare a hidrogenului în heliu, iar protostea se transformă într-o stea obișnuită care emite lumină. Stelele de dimensiuni medii precum Soarele au în medie 10 miliarde de ani de lumină. Se crede că Soarele este încă pe el, deoarece se află la mijlocul ciclului său de viață.

Tot hidrogenul în cursul unei reacții termonucleare se transformă în heliu, se formează un strat de heliu. Dacă temperatura în stratul de heliu este mai mică de 100 milioane Kelvin, nu are loc o reacție termonucleară ulterioară de transformare a nucleelor ​​de heliu în nuclee de azot și carbon, reacția termonucleară nu are loc în centrul stelei, ci numai în stratul de hidrogen adiacent stratului de heliu, în timp ce temperatura din interiorul stelei crește treptat... Când temperatura atinge 100 de milioane Kelvin, în miezul de heliu începe o reacție termonucleară, în timp ce nucleele de heliu sunt transformate în nuclee de carbon, azot și oxigen. Luminozitatea și dimensiunea stelei cresc, o stea obișnuită devine o gigantă roșie sau supergigantă. Învelișul circumstelar al stelelor, a cărui masă nu este mai mare de 1,2 ori masa Soarelui, se extinde treptat și în cele din urmă se desprinde din miez, iar steaua se transformă într-o pitică albă, care se răcește și se estompează treptat. Dacă masa unei stele este de aproximativ două ori mai mare decât masa Soarelui, atunci astfel de stele la sfârșitul vieții lor devin instabile și explodează, devin supernove și apoi se transformă în stele neutronice sau într-o gaură neagră.

La sfârșitul vieții sale, gigantul roșu se transformă într-o pitică albă. Pitica albă este nucleul superdens al gigantului roșu, format din heliu, azot, oxigen, carbon și fier. Pitica albă este foarte comprimată. Raza sa este de aproximativ 5000 km, adică este aproximativ egală ca dimensiune cu Pământul nostru. În plus, densitatea sa este de aproximativ 4 × 10 6 g / cm 3, adică o astfel de substanță cântărește cu patru milioane mai mult decât apa de pe Pământ. Temperatura de pe suprafața sa este de 10000K. Pitica albă se răcește foarte încet și rămâne în existență până la sfârșitul lumii.

O supernova este o stea în momentul finalizării evoluției sale în cursul colapsului gravitațional. Formarea unei supernove pune capăt existenței stelelor cu o masă peste 8-10 mase solare. La locul unei explozii uriașe de supernovă, o stea neutronică sau gaură neagră, iar în jurul acestor obiecte de ceva timp se observă rămășițele cochiliilor stelei explodate. O explozie de supernovă în galaxia noastră este un fenomen destul de rar. În medie, acest lucru se întâmplă o dată sau de două ori într-o sută de ani, așa că este foarte dificil să surprindeți momentul în care o stea emite energie în spațiul cosmic și explodează în acea secundă ca miliarde de stele.

Forțele extreme care apar în timpul formării unei stele neutronice comprimă atomii în așa fel încât electronii presați în nuclee se combină cu protonii pentru a forma neutroni. Astfel, se naște o stea, compusă aproape în întregime din neutroni. Un lichid nuclear superdens, dacă este adus pe Pământ, ar exploda ca o bombă nucleară, dar într-o stea neutronică este stabil datorită presiunii gravitaționale extraordinare. Cu toate acestea, în straturile exterioare ale unei stele neutronice (ca, într-adevăr, ale tuturor stelelor), presiunea și temperatura scad, formând o crustă solidă de aproximativ un kilometru grosime. Se crede că este compus în principal din nuclee de fier.

Găuri negre Conform ideilor noastre actuale despre evoluția stelelor, atunci când o stea cu o masă care depășește aproximativ 30 de mase solare piere într-o explozie de supernovă, învelișul ei exterior se împrăștie, iar straturile sale interioare se prăbușesc rapid spre centru și formează o gaură neagră în locul stelei care și-a epuizat rezervele de combustibil. Este practic imposibil de detectat o gaură neagră de această origine izolată în spațiul interstelar, deoarece se află într-un vid rarefiat și nu se manifestă în niciun fel în ceea ce privește interacțiunile gravitaționale. Totuși, dacă o astfel de gaură făcea parte dintr-un sistem stelar binar (două stele fierbinți care orbitează în jurul centrului lor de masă), gaura neagră va exercita totuși un efect gravitațional asupra stelei sale pereche. Evoluția stelelor Într-un sistem binar cu o gaură neagră. , materia este „vii „Stelele vor” inevitabil să curgă „în direcția găurii negre. Când se apropie de limita fatală, substanța aspirată în pâlnia găurii negre se va îngroșa și se va încălzi în mod inevitabil din cauza coliziunilor crescute între particulele absorbite de gaură, până când se încălzește la energiile radiației undei din domeniul razelor X. Astronomii pot măsura periodicitatea modificărilor de intensitate a razelor X de acest fel și pot calcula, comparând-o cu alte date disponibile, masa aproximativă a unui obiect care „trage” materie pe sine. Dacă masa unui obiect depășește limita Chandrasekhar (1,4 mase solare), acest obiect nu poate fi o pitică albă, în care steaua noastră este destinată să degenereze. În majoritatea cazurilor identificate de observare a unor astfel de stele binare cu raze X, o stea neutronică este un obiect masiv. Cu toate acestea, au fost deja numărate mai mult de o duzină de cazuri în care singura explicație rezonabilă este prezența unei găuri negre într-un sistem stelar binar.

În cursul reacțiilor termonucleare care au loc în interiorul unei stele aproape pe toată durata vieții sale, hidrogenul se transformă în heliu. După ce o parte semnificativă a hidrogenului se transformă în heliu, temperatura din centrul său crește. Pe măsură ce temperatura crește la aproximativ 200 de milioane K, heliul devine un combustibil nuclear, care apoi se transformă în oxigen și neon. Temperatura din centrul stelei crește treptat la 300 de milioane K. Dar chiar și la temperaturi atât de ridicate, oxigenul și neonul sunt destul de stabile și nu intră în reacții nucleare. Cu toate acestea, după un timp temperatura se dublează, acum este deja egală cu 600 de milioane K. Și apoi neonul devine combustibil nuclear, care în cursul reacțiilor se transformă în magneziu și siliciu. Formarea magneziului este însoțită de eliberarea de neutroni liberi. Neutronii liberi, reacționând cu aceste metale, creează atomi de metale mai grele - până la uraniu - cele mai grele elemente naturale.

Dar acum tot neonul din miez a fost consumat. Miezul începe să se micșoreze și din nou contracția este însoțită de o creștere a temperaturii. Următoarea etapă vine când fiecare doi atomi de oxigen se combină pentru a da naștere unui atom de siliciu și un atom de heliu. Atomii de siliciu, conectându-se în perechi, formează atomi de nichel, care se transformă în curând în atomi de fier. În reacțiile nucleare, însoțite de apariția de noi elemente chimice, intră nu numai neutroni, ci și protoni și atomi de heliu. Apar elemente precum sulf, aluminiu, calciu, argon, fosfor, clor, potasiu. La temperaturi de 2-5 miliarde K se nasc titan, vanadiu, crom, fier, cobalt, zinc etc.. Dar dintre toate aceste elemente, fierul este cel mai reprezentat.

Cu structura sa internă, steaua seamănă acum cu o ceapă, fiecare strat fiind umplut în principal cu un element. Odată cu formarea fierului, steaua este în ajunul unei explozii dramatice. Reacțiile nucleare care au loc în miezul de fier al unei stele duc la transformarea protonilor în neutroni. În acest caz, sunt emise fluxuri de neutrini, transportând cu ei în spațiul cosmic o cantitate semnificativă din energia stelei. Dacă temperatura în miezul stelei este ridicată, atunci aceste pierderi de energie pot avea consecințe grave, deoarece duc la o scădere a presiunii de radiație necesară pentru menținerea stabilității stelei. Și ca o consecință a acestui fapt, forțele gravitaționale intră din nou în joc, menite să livreze energia necesară stelei. Forțele gravitației comprimă steaua din ce în ce mai repede, reumplend energia transportată de neutrin.

Ca și înainte, contracția stelei este însoțită de o creștere a temperaturii, care ajunge în cele din urmă la 4-5 miliarde K. Acum evenimentele se dezvoltă oarecum diferit. Nucleul, format din elemente din grupa fierului, suferă modificări serioase: elementele acestui grup nu mai intră în reacții cu formarea unor elemente mai grele, ci se degradează odată cu transformarea în heliu, în timp ce emit un flux colosal de neutroni. Majoritatea acestor neutroni sunt capturați de materialul straturilor exterioare ale stelei și participă la crearea elementelor grele. În această etapă, steaua ajunge într-o stare critică. Când grele elemente chimice, energia a fost eliberată ca urmare a fuziunii nucleelor ​​luminoase. Astfel, vedeta a alocat cantități uriașe din el pe parcursul a sute de milioane de ani. Acum, produsele finale ale reacțiilor nucleare se degradează din nou, formând heliu: steaua este forțată să reînnoiască energia pierdută anterior

Betelgeuse (din arabă pentru „Casa Gemenilor”), o supergigantă roșie din constelația Orion, se pregătește pentru explozie. Una dintre cele mai mari stele cunoscute de astronomi. Dacă ar fi plasat în locul Soarelui, atunci la dimensiunea minimă ar umple orbita lui Marte, iar la dimensiunea maximă ar ajunge pe orbita lui Jupiter. Volumul Betelgeuse este de aproape 160 de milioane de ori mai mare decât cel al soarelui. Și este una dintre cele mai strălucitoare - luminozitatea sa este de ori mai mare decât cea a soarelui. Vârsta sa este de numai, după standardele cosmice, de aproximativ 10 milioane de ani, iar acest spațiu gigant incandescent „Cernobîl” este deja în pragul unei explozii. Gigantul roșu a început deja să agonizeze și să se micșoreze. În perioada de observație din 1993 până în 2009, diametrul stelei a scăzut cu 15%, iar acum pur și simplu se micșorează în fața ochilor noștri. Astronomii NASA promit că o explozie monstruoasă va crește de mii de ori luminozitatea unei stele. Dar din cauza distanței îndepărtate de ani lumină de noi, dezastrul nu va afecta planeta noastră în niciun fel. Iar rezultatul exploziei va fi formarea unei supernove.

Cum va arăta acest eveniment cel mai rar de pe pământ? Deodată o stea foarte strălucitoare va izbucni pe cer.. Un astfel de spectacol spațial va dura aproximativ șase săptămâni, ceea ce înseamnă mai mult de o lună și jumătate de „nopți albe” în anumite părți ale planetei, alți oameni se vor bucura de două sau trei ore suplimentare de ore de zi și o vedere încântătoare a unei stele care explodează noaptea. În două-trei săptămâni de la explozie, steaua va începe să se estompeze, iar în câțiva ani se va transforma în sfârșit într-o nebuloasă Crab pentru observatorul terestru. Ei bine, undele de particule încărcate după explozie vor ajunge pe Pământ în câteva secole, iar locuitorii Pământului vor primi o doză mică (4-5 ordine de mărime mai puțin letală) de radiații ionizante. Dar nu trebuie să vă faceți griji în niciun caz - așa cum spun oamenii de știință, nu există nicio amenințare pentru Pământ și pentru locuitorii săi, dar un astfel de eveniment este unic în sine - ultima dovadă a exploziei unei supernove pe Pământ este datată 1054.

Slide 1

Slide 2

Stele Universul este 98% stele. Ele sunt, de asemenea, elementul principal al galaxiei. „Stelele sunt bile uriașe de heliu și hidrogen și alte gaze. Gravitația le trage spre interior, iar presiunea gazului fierbinte le împinge în afară, creând echilibru. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde fiecare secundă de heliu interacționează cu hidrogenul.”

Slide 3

Viața stelelor Calea vieții stelelor este un ciclu complet - naștere, creștere, o perioadă de activitate relativ liniștită, agonie, moarte și amintiri. drumul vietii un organism separat. Astronomii nu pot urmări viața unei singure stele de la început până la sfârșit. Chiar și cele mai scurte stele au existat de milioane de ani - mai mult decât viața nu numai a unei persoane, ci a întregii omeniri. Cu toate acestea, oamenii de știință pot observa multe stele în diferite etape ale dezvoltării lor - proaspăt născute și pe moarte. Folosind numeroase portrete stelare, ei încearcă să reconstituie calea evolutivă a fiecărei stele și să scrie biografia acesteia.

Slide 4

Slide 5

Regiuni de formare a stelelor Regiuni de formare a stelelor. Nori moleculari giganți cu mase mai mari de 105 mase solare (sunt mai mult de 6.000 cunoscute în galaxie) Nebuloasa Vultur La 6.000 de ani lumină distanță, un grup de stele tineri deschise din constelație. Șerpile regiunile întunecate din nebuloasă sunt protostele

Slide 6

Nebuloasa Orion Nebuloasa Orion este o nebuloasa cu emisie luminoasa cu o nuanta verzuie si este situata sub Centura lui Orion poate fi vazuta chiar si cu ochiul liber la 1300 de ani lumina distanta si la 33 de ani lumina.

Slide 7

Compresia gravitațională Compresia gravitațională Compresia este o consecință a instabilității gravitaționale, ideea lui Newton. Blugii au determinat ulterior dimensiunea minimă a norilor în care poate începe compresia spontană. Are loc o răcire suficient de eficientă a mediului: energia gravitațională eliberată merge către radiația infraroșie, care merge în spațiul cosmic.

Slide 8

Protostar Protostar Pe măsură ce densitatea norilor crește, acesta devine opac la radiații. Temperatura regiunilor interioare începe să crească. Temperatura din interiorul protostelei atinge pragul reacțiilor de fuziune termonucleară. Compresia se oprește pentru un timp.

Slide 9

Tânăra vedetă în stare de echilibru a ajuns în secvența principală Diagrame HR procesul de ardere a hidrogenului a început - combustibilul nuclear stelar principal nu este practic comprimat, iar rezervele de energie nu se mai schimbă lent compoziție chimicăîn regiunile sale centrale, datorită transformării hidrogenului în heliu Steaua trece în stare staționară

Slide 10

Slide 11

Giganți și supergiganți când hidrogenul se stinge complet, steaua părăsește secvența principală în regiunea giganților sau, la mase mari, supergiganților.

Slide 12

Masa de contracție gravitațională a unei stele< 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.

Slide 13

Pitici Pitic alb într-un nor de praf interstelar Două tinere pitice negre în constelația Taurului

Slide 14

Masa unei stele este masa unei stele> 1,4 mase solare: forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari densitatea materiei atinge un milion de tone pe cm3 se eliberează o energie uriașă - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K Supernova explozie majoritatea stelele sunt aruncate în spațiu cu o viteză de 1000-5000 km/s fluxuri de neutrini răcesc miezul stelei - Steaua neutronică

Conţinut

• Nașterea stelelor
• Viața de stea
• Pitici albe și găuri de neutroni
• Găuri negre
• Moartea stelelor

Ținte și obiective

• Să se familiarizeze cu acțiunea forțelor gravitaționale din Univers, care duc la formarea stelelor.
• Luați în considerare procesul de evoluție a stelelor.
• Dați conceptul de viteză spațială a stelelor.
• Descrieți natura fizică a stelelor.

Nașterea unei stele

• Spațiul este adesea numit spațiu fără aer, considerându-l gol. Cu toate acestea, nu este. Spațiul interstelar conține praf și gaz, în principal heliu și hidrogen, cu mult mai mult din acesta din urmă.
• Există chiar și nori întregi de praf și gaz în Univers, care pot fi comprimați de forțele gravitației.

Nașterea unei stele

• În procesul de comprimare, o parte din nor va fi compactată prin încălzire.
• Dacă masa substanței care se prăbușește este suficientă pentru ca reacțiile nucleare să înceapă să aibă loc în interiorul acesteia în timpul procesului de compresie, atunci se obține o stea dintr-un astfel de nor.

Nașterea unei stele

• Fiecare stea „nou-născută”, în funcție de masa sa inițială, ocupă un anumit loc pe diagrama Hertzsprung-Russell - un grafic pe o axă a căruia este reprezentat indicele de culoare al stelei, iar pe cealaltă - luminozitatea sa, adică. cantitatea de energie emisă pe secundă.
• Indicele de culoare al unei stele este legat de temperatura straturilor sale de suprafață - cu cât temperatura este mai scăzută, cu atât steaua este mai roșie, iar indicele său de culoare este mai mare.

Viața de stea

• În cursul evoluției, stelele își schimbă poziția pe diagrama spectru-luminozitate, trecând de la un grup la altul. Vedeta își petrece cea mai mare parte a vieții în Secvența principală. În dreapta și în sus de el sunt situate atât cele mai tinere stele, cât și stelele care au avansat mult pe calea lor evolutivă.

Viața de stea

• Durata de viață a unei stele depinde în principal de masa sa. Conform calculelor teoretice, masa unei stele poate varia de la 0,08 inainte de 100 masele solare.
• Cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât hidrogenul se arde mai repede, iar elementele mai grele se pot forma în cursul fuziunii termonucleare în interiorul acesteia. Într-o etapă ulterioară a evoluției, când heliul începe să ardă în partea centrală a stelei, acesta părăsește Secvența Principală, devenind, în funcție de masa sa, o gigantă albastră sau roșie.

Viața de stea

• Dar vine un moment în care o stea este în pragul unei crize, nu mai poate genera cantitatea necesară de energie pentru a menține presiunea internă și a rezista forțelor gravitaționale. Începe un proces de contracție (colaps) ireprimabil.
• Ca urmare a prăbușirii, se formează stele cu o densitate enormă (pitice albe). Concomitent cu formarea unui nucleu supradens, steaua își revarsă învelișul exterior, care se transformă într-un nor de gaz - o nebuloasă planetară și se disipează treptat în spațiu.
• O stea cu o masă mai mare se poate contracta pe o rază de 10 km, transformându-se într-o stea neutronică. O lingură de stea neutronică cântărește 1 miliard de tone! Ultima etapă în evoluția unei stele și mai masive este formarea unei găuri negre. Steaua este comprimată la o astfel de dimensiune încât a doua viteză cosmică devine egală cu viteza luminii. În regiunea unei găuri negre, spațiul este puternic curbat, iar timpul încetinește.

Viața de stea

• Formarea stelelor neutronice și a găurilor negre este în mod necesar asociată cu o explozie puternică. Un punct strălucitor apare pe cer, aproape la fel de strălucitor ca galaxia în care a fulgerat. Aceasta este „Supernova”. Referințe găsite în analele antice despre apariția pe cer cele mai strălucitoare stele, aceasta nu este altceva decât o dovadă a exploziilor cosmice colosale.

Moartea unei stele

• Steaua își pierde întregul înveliș exterior, care, împrăștiindu-se cu viteză mare, după sute de mii de ani se dizolvă fără urmă în mediul interstelar, iar înainte de asta o observăm ca pe o nebuloasă de gaz în expansiune.
• În primii 20.000 de ani, extinderea învelișului de gaz este însoțită de emisii radio puternice. În acest timp, este o minge de plasmă fierbinte cu un câmp magnetic care deține particulele încărcate cu energie înaltă formate în Supernova.
• Cu cât a trecut mai mult timp de la explozie, cu atât emisia radio este mai slabă și temperatura plasmei este mai scăzută.

Slide 1

Slide 2

Universul este 98% stele. Ele sunt, de asemenea, elementul principal al galaxiei. „Stelele sunt bile uriașe de heliu și hidrogen și alte gaze. Gravitația le trage spre interior, iar presiunea gazului fierbinte le împinge în afară, creând echilibru. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde fiecare secundă de heliu interacționează cu hidrogenul.”

Slide 3

Calea vieții stelelor este un ciclu complet - naștere, creștere, o perioadă de activitate relativ liniștită, agonie, moarte și seamănă cu calea vieții unui organism individual. Astronomii nu pot urmări viața unei singure stele de la început până la sfârșit. Chiar și cele mai scurte stele au existat de milioane de ani - mai mult decât viața nu numai a unei persoane, ci a întregii omeniri. Cu toate acestea, oamenii de știință pot observa multe stele în diferite etape ale dezvoltării lor - proaspăt născute și pe moarte. Folosind numeroase portrete stelare, ei încearcă să reconstituie calea evolutivă a fiecărei stele și să scrie biografia acesteia.

Slide 4

Slide 5

Regiunile de formare a stelelor. Nori moleculari giganți cu mase mai mari de 105 mase solare (sunt mai mult de 6.000 cunoscute în galaxie) Nebuloasa Vultur La 6.000 de ani lumină distanță, un grup de stele tineri deschise din constelație. Șerpile regiunile întunecate din nebuloasă sunt protostele

Slide 6

Nebuloasa Orion este o nebuloasă cu emisie luminoasă cu o nuanță verzuie și este situată sub Centura lui Orion poate fi văzută chiar și cu ochiul liber, la 1300 de ani lumină distanță și la o dimensiune de 33 de ani lumină.

Slide 7

Compresia gravitațională Compresia este o consecință a instabilității gravitaționale, ideea lui Newton. Blugii au determinat ulterior dimensiunea minimă a norilor în care poate începe compresia spontană. Are loc o răcire suficient de eficientă a mediului: energia gravitațională eliberată merge către radiația infraroșie, care merge în spațiul cosmic.

Slide 8

Protostar Pe măsură ce densitatea norilor crește, acesta devine opac la radiații. Temperatura regiunilor interioare începe să crească. Temperatura din interiorul protostelei atinge pragul reacțiilor de fuziune termonucleară. Compresia se oprește pentru un timp.

Slide 9

o stea tânără a ajuns la secvența principală a diagramei GR, procesul de ardere a hidrogenului a început - combustibilul nuclear stelar principal nu este practic comprimat, iar rezervele de energie nu se mai schimbă; o schimbare lentă a compoziției chimice a acestuia. regiunile centrale cauzate de conversia hidrogenului în heliu Steaua intră în stare staționară

Slide 10

Slide 11

când hidrogenul se stinge complet, steaua părăsește secvența principală în regiunea giganților sau, la mase mari, supergiganților.

Slide 12

masa de stele< 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.

Slide 13

Pitică albă într-un nor de praf interstelar Două pitice negre tinere în constelația Taurului

Slide 14

masa stelei> 1,4 mase solare: forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3 se eliberează o energie uriașă - 10 ^ 45 J temperatura - 10 ^ 11 K explozia supernovei cea mai mare parte a stelei este aruncată în spațiu cu o viteză fluxuri de neutrini de 1000-5000 km/s răcesc miezul stelei - Steaua de neutroni

Slide 2

Universul este 98% stele. Ele sunt, de asemenea, elementul principal al galaxiei.

„Stelele sunt bile uriașe de heliu și hidrogen și alte gaze. Gravitația le trage spre interior, iar presiunea gazului fierbinte le împinge spre exterior, creând echilibrul. Energia unei stele este conținută în miezul său, unde fiecare secundă de heliu interacționează cu hidrogenul. "

Slide 3

Calea vieții stelelor este un ciclu complet - naștere, creștere, o perioadă de activitate relativ liniștită, agonie, moarte și seamănă cu calea vieții unui organism individual.

Astronomii nu pot urmări viața unei singure stele de la început până la sfârșit. Chiar și cele mai scurte stele au existat de milioane de ani - mai mult decât viața nu numai a unei persoane, ci a întregii omeniri. Cu toate acestea, oamenii de știință pot observa multe stele în diferite etape ale dezvoltării lor - proaspăt născute și pe moarte. Folosind numeroase portrete stelare, ei încearcă să reconstituie calea evolutivă a fiecărei stele și să scrie biografia acesteia.

Slide 4

Diagrama Hertzsprung-Russell

Slide 5

Regiunile de formare a stelelor.

Nori moleculari giganți cu mase mai mari de 105 mase solare (sunt cunoscute peste 6.000 în galaxie)

Nebuloasa Vultur, aflată la 6.000 de ani lumină distanță, este un grup tânăr deschis din constelația Șerpilor.Regiunile întunecate din nebuloasă sunt protostele.

Slide 6

Nebuloasa Orion este o nebuloasă cu emisie luminoasă cu o nuanță verzuie și este situată sub Centura lui Orion poate fi văzută chiar și cu ochiul liber, la 1300 de ani lumină distanță și la o dimensiune de 33 de ani lumină.

Slide 7

Compresie gravitațională

Compresia este o consecință a instabilității gravitaționale, ideea lui Newton.

Blugii au determinat ulterior dimensiunea minimă a norilor în care poate începe compresia spontană.

Are loc o răcire suficient de eficientă a mediului: energia gravitațională eliberată merge către radiația infraroșie, care merge în spațiul cosmic.

Slide 8

Protostar

• Pe măsură ce densitatea norilor crește, acesta devine opac la radiații.
• Temperatura regiunilor interioare începe să crească.
• Temperatura din interiorul protostelei atinge pragul reacțiilor de fuziune termonucleară.
• Compresia se oprește pentru un timp.

Slide 9

• o stea tânără a ajuns la secvența principală a diagramei MR
• procesul de ardere a hidrogenului - principalul combustibil nuclear stelar a început
• practic nu există compresie și depozitele de energie nu se mai schimbă
• o modificare lentă a compoziției chimice în regiunile sale centrale datorită conversiei hidrogenului în heliu

Steaua intră într-o stare staționară

Slide 10

Graficul evoluției unei stele tipice

Slide 11

când hidrogenul se arde complet, steaua părăsește secvența principală în regiunea giganților sau la mase mari - supergiganți

Uriași și supergiganți

Slide 12

• masa de stele< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• electronii socializează, formând un gaz de electroni degenerat
• contracția gravitațională se oprește
• densitatea ajunge până la câteva tone pe cm3
• încă păstrează T = 10 ^ 4 K
• se răcește treptat și se micșorează încet (milioane de ani)
• în cele din urmă se răcește și se transformă în Pitici NEGRI

Când tot combustibilul nuclear s-a ars, începe procesul de comprimare gravitațională.

Slide 13

• Pitică albă într-un nor de praf interstelar
• Două tinere pitice negre din constelația Taurului

Slide 14

• masa stelelor > 1,4 mase solare:
• forțele de compresie gravitațională sunt foarte mari
• densitatea materiei ajunge la un milion de tone pe cm3
• se eliberează o energie uriașă - 10 ^ 45 J
• temperatura - 10 ^ 11 K
• explozie de supernova
• cea mai mare parte a stelei este aruncată în spațiu cu o viteză de 1000-5000 km/s
• fluxurile de neutrini răcesc miezul stelei -

Steaua de neutroni