Sunum Konusu: Yıldızların doğuşu ve evrimi. "Yıldızların evrimi" konulu sunum Yıldızların evrimi konulu astronomi konulu sunum

Yıldızlı gökyüzünde yıldızlarla birlikte gaz ve toz (hidrojen) parçacıklarından oluşan bulutlar vardır. Bazıları o kadar yoğundur ki, yerçekimi çekiminin etkisi altında küçülmeye başlarlar. Gaz sıkıştırıldıkça ısınır ve kızılötesi ışınlar yaymaya başlar. Bu aşamada yıldıza PROTOSTAR denir. Önyıldızın içindeki sıcaklık 10 milyon dereceye ulaştığında, bir termonükleer reaksiyon hidrojeni helyuma dönüştürmeye başlar ve önyıldız sıradan bir yıldız yayan ışık haline dönüşür. Güneş gibi orta büyüklükteki yıldızlar ortalama 10 milyar yıl boyunca parlarlar. Yaşam döngüsünün ortasında olduğu için Güneş'in hala üzerinde olduğuna inanılıyor.

Bir termonükleer reaksiyon sırasında tüm hidrojen, helyuma dönüşür, bir helyum tabakası oluşur. Helyum tabakasındaki sıcaklık 100 milyon Kelvin'den az ise, helyum çekirdeğinin nitrojene ve karbon çekirdeğine dönüşümünün başka termonükleer reaksiyonu meydana gelmez, termonükleer reaksiyon yıldızın merkezinde değil, sadece hidrojen tabakasında meydana gelir. Helyum tabakasına bitişikken, yıldızın içindeki sıcaklık giderek artar. Sıcaklık 100 milyon Kelvin'e ulaştığında helyum çekirdeğinde termonükleer bir reaksiyon başlar, helyum çekirdekleri karbon, nitrojen ve oksijen çekirdeklerine dönüşür. Yıldızın parlaklığı ve boyutu artar, sıradan bir yıldız kırmızı dev veya üstdev olur. Kütlesi 1,2 güneş kütlesinden fazla olmayan yıldızların çevreleyen kabuğu, yavaş yavaş genişler ve sonunda çekirdekten ayrılır ve yıldız, yavaş yavaş soğuyan ve solan beyaz bir cüceye dönüşür. Bir yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesinin yaklaşık iki katı ise, bu tür yıldızlar ömürlerinin sonunda kararsız hale gelir ve patlar, süpernova haline gelir ve sonra nötron yıldızlarına veya bir karadeliğe dönüşür.

Ömrünün sonunda kırmızı bir dev beyaz bir cüceye dönüşür. Beyaz cüce, kırmızı devin helyum, nitrojen, oksijen, karbon ve demirden oluşan süper yoğun çekirdeğidir. Beyaz cüce oldukça sıkıştırılmıştır. Yarıçapı yaklaşık 5000 km'dir, yani yaklaşık olarak Dünyamıza eşittir. Ayrıca yoğunluğu yaklaşık 4 × 106 g / cm3'tür, yani böyle bir madde Dünya'daki sudan dört milyon daha ağırdır. Yüzeyindeki sıcaklık 10000K'dır. Beyaz cüce çok yavaş soğur ve dünyanın sonuna kadar varlığını sürdürür.

Bir süpernova, kütleçekimsel çöküş sırasında evriminin tamamlandığı anda bir yıldızdır. Bir süpernova oluşumu, kütleleri 8-10 güneş kütlesinin üzerinde olan yıldızların varlığını sona erdirir. Dev bir süpernova patlamasının yerine bir nötron yıldızı veya Kara delik, ve bu nesnelerin çevresinde, bir süreliğine patlayan yıldızın kabuklarının kalıntıları gözlemleniyor. Galaksimizde bir süpernova patlaması oldukça nadir görülen bir olgudur. Ortalama olarak, bu her yüz yılda bir veya iki kez olur, bu nedenle bir yıldızın uzaya enerji yaydığı ve o saniyede milyarlarca yıldız gibi parladığı anı yakalamak çok zordur.

Bir nötron yıldızının oluşumu sırasında meydana gelen aşırı kuvvetler atomları sıkıştırır, böylece çekirdeğe bastırılan elektronlar protonlarla birleşerek nötronları oluşturur. Böylece neredeyse tamamı nötronlardan oluşan bir yıldız doğar. Süper yoğun nükleer sıvı, Dünya'ya getirilirse, bir nükleer bomba gibi patlayabilir, ancak bir nötron yıldızında muazzam yerçekimi basıncı nedeniyle kararlıdır. Bununla birlikte, bir nötron yıldızının dış katmanlarında (aslında tüm yıldızlarda olduğu gibi), basınç ve sıcaklık düşer ve yaklaşık bir kilometre kalınlığında katı bir kabuk oluşturur. Esas olarak demir çekirdeklerden oluştuğuna inanılmaktadır.

Kara delikler Mevcut yıldız evrimi anlayışımıza göre, kütlesi yaklaşık 30 güneş kütlesinden daha büyük olan bir yıldız bir süpernova patlamasında öldüğünde, dış kabuğu parçalanır ve iç katmanlar hızla merkeze doğru çöker ve karadelik oluşturur. yakıt rezervlerini tüketen yıldızın yeri. Yıldızlararası uzayda izole edilmiş bu kökene sahip bir kara deliği tanımlamak pratik olarak imkansızdır, çünkü nadir bir boşluktadır ve yerçekimi etkileşimleri açısından hiçbir şekilde kendini göstermez. Bununla birlikte, eğer böyle bir delik bir ikili yıldız sisteminin parçasıysa (kütle merkezlerinin etrafında dönen iki sıcak yıldız), kara delik yine de ortak yıldız üzerinde yerçekimi etkisine sahip olacaktır. Kara delik. Ölümcül sınıra yaklaşıldığında, kara deliğin hunisine emilen madde, delik tarafından emilen parçacıklar arasındaki daha sık çarpışmalar nedeniyle kaçınılmaz olarak yoğunlaşacak ve ısınacaktır, ta ki X-ışınlarındaki dalgaların radyasyon enerjisine kadar ısınana kadar. Aralık. Gökbilimciler, bu tür X-ışını yoğunluğu değişiminin sıklığını ölçebilir ve mevcut diğer verilerle karşılaştırarak, maddeyi kendi üzerine "çeken" bir nesnenin yaklaşık kütlesini hesaplayabilir. Bir nesnenin kütlesi, Chandrasekhar sınırını (1.4 güneş kütlesi) aşarsa, bu nesne, armatürümüzün dejenere olmaya mahkum olduğu bir beyaz cüce olamaz. Bu tür çift X-ışını yıldızlarının gözlemlendiği çoğu durumda, bir nötron yıldızı büyük kütleli bir nesnedir. Bununla birlikte, tek mantıklı açıklamanın bir ikili yıldız sisteminde bir kara deliğin varlığı olduğu bir düzineden fazla vaka olmuştur.

Bir yıldızın derinliklerinde meydana gelen termonükleer reaksiyonlar sırasında, neredeyse tüm ömrü boyunca hidrojen, helyuma dönüştürülür. Hidrojenin önemli bir kısmı helyuma dönüştükten sonra merkezindeki sıcaklık artar. Sıcaklık yaklaşık 200 milyon K'ye yükseldiğinde, helyum nükleer yakıt olur ve bu da oksijen ve neona dönüşür. Yıldızın merkezindeki sıcaklık kademeli olarak 300 milyon K'ye kadar yükselir. Ancak bu kadar yüksek sıcaklıklarda bile oksijen ve neon oldukça kararlıdır ve nükleer reaksiyonlara girmez. Bununla birlikte, bir süre sonra sıcaklık iki katına çıkar, şimdi zaten 600 milyon K'ye eşittir. Ve sonra neon, reaksiyonlar sırasında magnezyum ve silikona dönüşen nükleer yakıt haline gelir. Magnezyum oluşumuna serbest nötronların salınımı eşlik eder. Bu metallerle reaksiyona giren serbest nötronlar, doğal elementlerin en ağırı olan uranyuma kadar daha ağır metallerin atomlarını oluşturur.

Ama çekirdekteki tüm neonlar tükendi. Çekirdek büzülmeye başlar ve yine büzülmeye sıcaklıkta bir artış eşlik eder. Sonraki aşama, her iki oksijen atomunun birleştiğinde bir silikon atomu ve bir helyum atomu meydana getirmesiyle başlar. Çiftler halinde bağlanan silikon atomları, kısa sürede demir atomlarına dönüşen nikel atomlarını oluşturur. Yeni kimyasal elementlerin ortaya çıkışının eşlik ettiği nükleer reaksiyonlar sadece nötronları değil, aynı zamanda protonları ve helyum atomlarını da içerir. Kükürt, alüminyum, kalsiyum, argon, fosfor, klor ve potasyum gibi elementler ortaya çıkar. 2-5 milyar K sıcaklıkta titanyum, vanadyum, krom, demir, kobalt, çinko ve diğerleri doğar, ancak tüm bu elementlerden en çok temsil edilen demirdir.

İç yapısıyla yıldız, her katmanı esas olarak herhangi bir elementle dolu olan bir soğanı andırıyor. Demir oluşumuyla birlikte yıldız dramatik bir patlamanın arifesindedir. Bir yıldızın demir çekirdeğinde meydana gelen nükleer reaksiyonlar, protonların nötronlara dönüşmesine yol açar. Bu durumda, yanlarında yıldızın enerjisinin önemli bir miktarını dış uzaya taşıyan nötrino akışları yayılır. Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık yüksekse, bu enerji kayıpları, yıldızın kararlılığını korumak için gerekli radyasyon basıncında bir azalmaya yol açtıkları için ciddi sonuçlara yol açabilir. Ve bunun bir sonucu olarak, yıldıza gerekli enerjiyi iletmek için tasarlanmış yerçekimi kuvvetleri tekrar devreye girer. Yerçekimi kuvvetleri yıldızı giderek daha hızlı sıkıştırıyor ve nötrinolar tarafından taşınan enerjiyi yeniliyor.

Daha önce olduğu gibi, yıldızın sıkışmasına, sonunda 4-5 milyar K'ye ulaşan sıcaklıkta bir artış eşlik ediyor. Şimdi olaylar biraz farklı gelişiyor. Demir grubunun elementlerinden oluşan çekirdek ciddi değişikliklere uğrar: bu grubun elementleri artık daha ağır elementlerin oluşumu ile reaksiyona girmez, ancak devasa bir nötron akışı yayarken helyuma dönüşür. Bu nötronların çoğu, yıldızın dış katmanlarının maddesi tarafından yakalanır ve ağır elementlerin oluşumunda yer alır. Bu aşamada yıldız kritik bir duruma gelir. Ağır olanlar yaratıldığında kimyasal elementler, ışık çekirdeklerinin füzyonu sonucunda enerji açığa çıktı. Böylece yıldız, yüz milyonlarca yıl boyunca çok büyük miktarlarda yaydı. Şimdi nükleer reaksiyonların son ürünleri tekrar bozunarak helyum oluşturur: yıldız daha önce kaybettiği enerjiyi telafi etmeye zorlanır.

Betelgeuse patlamaya hazırlanıyor (c Arapça. "İkiz Evi") - Orion takımyıldızındaki kırmızı bir süperdev. Gökbilimciler tarafından bilinen en büyük yıldızlardan biri. Güneş yerine yerleştirilseydi, minimum boyutunda Mars'ın yörüngesini doldurur ve maksimumda Jüpiter'in yörüngesine ulaşırdı. Betelgeuse'un hacmi güneşten neredeyse 160 milyon kat daha büyüktür. Ve en parlaklarından biridir - parlaklığı güneşten kat kat fazladır. Yaşı sadece, uzay standartlarına göre, yaklaşık 10 milyon yıl ve bu kıpkırmızı dev uzay "Çernobil" şimdiden patlamanın eşiğinde. Kızıl dev şimdiden acı çekmeye ve küçülmeye başladı. 1993'ten 2009'a kadar olan gözlem döneminde, yıldızın çapı %15 azaldı ve şimdi gözlerimizin önünde küçülüyor. NASA gökbilimcileri, korkunç patlamanın yıldızın parlaklığını bin kat artıracağına söz veriyor. Ancak bizden ışık yılı uzaklığı nedeniyle, felaket gezegenimizi hiçbir şekilde etkilemeyecektir. Ve patlamanın sonucu bir süpernova oluşumu olacaktır.

Bu en nadir olay dünyadan nasıl görünecek? Aniden, gökyüzünde çok parlak bir yıldız parlayacak.. Böyle bir uzay gösterisi yaklaşık altı hafta sürecek, bu da gezegenin belirli bölgelerinde bir buçuk aydan fazla "beyaz geceler" anlamına geliyor, geri kalan insanlar iki veya üç saat daha gün ışığının ve geceleri patlayan bir yıldızın enfes manzarasının tadını çıkaracak. Patlamadan iki ya da üç hafta sonra, yıldız solmaya başlayacak ve birkaç yıl içinde nihayet dünyevi bir gözlemci için Yengeç benzeri bir bulutsuya dönüşecek. Patlamadan sonra yüklü parçacıkların dalgaları birkaç yüzyıl içinde Dünya'ya ulaşacak ve Dünya'nın sakinleri küçük (öldürücüden 4-5 kat daha az) dozda iyonlaştırıcı radyasyon alacaklar. Ancak hiçbir durumda endişelenmemelisiniz - bilim adamlarının dediği gibi, Dünya ve sakinleri için bir tehdit yoktur, ancak böyle bir olay kendi içinde benzersizdir - Dünya'daki bir süpernova patlamasının son kanıtı 1054 tarihlidir.

slayt 1

slayt 2

Yıldızlar Evrenin %98'i yıldızlardan oluşur. Onlar da galaksinin ana unsurudur. "Yıldızlar, diğer gazların yanı sıra büyük helyum ve hidrojen toplarıdır. Yerçekimi onları içeri çeker ve sıcak gaz basıncı onları dışarı iterek denge yaratır. Bir yıldızın enerjisi, her ikinci helyumun hidrojen ile etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur.”

slayt 3

yıldızların hayatı hayat yolu ayrı organizma. Gökbilimciler tek bir yıldızın ömrünü başından sonuna kadar izleyemezler. En kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır var - sadece bir kişinin değil tüm insanlığın ömründen daha uzun. Bununla birlikte, bilim adamları birçok yıldızı gelişimlerinin çeşitli aşamalarında - yeni doğup ölmekte olan - gözlemleyebilirler. Sayısız yıldız portrelerine dayanarak, her yıldızın evrimsel yolunu yeniden oluşturmaya ve biyografisini yazmaya çalışıyorlar.

slayt 4

slayt 5

Yıldız oluşum bölgeleri Yıldız oluşum bölgeleri. Kütleleri 105 güneş kütlesinden daha büyük olan dev moleküler bulutlar (Galakada bunların 6.000'den fazlası bilinmektedir) 6000 ışıkyılı uzaklıktaki Kartal Bulutsusu, Serpens takımyıldızında bulunan genç bir açık yıldız kümesidir, nebuladaki karanlık bölgeler ilk yıldızlardır

slayt 6

Orion Bulutsusu Orion Bulutsusu, yeşilimsi bir renk tonuna sahip, Avcı Kuşağı'nın altında yer alan ve bizden 1300 ışıkyılı uzaklıkta ve 33 ışıkyılı büyüklüğünde çıplak gözle bile görülebilen parlak bir salma bulutsudur.

Slayt 7

Yerçekimi daralması Yerçekimi daralması Sıkıştırma, Newton'un fikri olan yerçekimi kararsızlığının bir sonucudur. Jeans daha sonra, kendiliğinden kasılmanın başlayabileceği minimum bulut boyutunu belirledi. Ortamın oldukça etkili bir şekilde soğutulması gerçekleşir: salınan yerçekimi enerjisi, uzaya kaçan kızılötesi radyasyona gider.

Slayt 8

Protostar Protostar Bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir. İç bölgelerin sıcaklığı yükselmeye başlar. Bir protostarın içindeki sıcaklık, termonükleer füzyon reaksiyonlarının eşiğine ulaşır. Sıkıştırma bir süre durur.

Slayt 9

Durağan haldeki genç yıldız ana diziye geldi H-R diyagramları hidrojen yanması süreci başladı - ana yıldız nükleer yakıtı pratik olarak sıkıştırılmıyor ve enerji rezervleri artık değişmiyor yavaş değişim kimyasal bileşim merkezi bölgelerinde hidrojenin helyuma dönüşmesi nedeniyle yıldız durağan bir duruma geçer.

slayt 10

slayt 11

Devler ve süperdevler Hidrojen tamamen yandığında, yıldız ana diziyi devler bölgesinde veya büyük kütlelerle süperdevler Devler ve süperdevler

slayt 12

Bir yıldızın yerçekimi büzülme kütlesi< 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.

slayt 13

Cüceler Yıldızlararası toz bulutunun içinde beyaz bir cüce Boğa takımyıldızında iki genç siyah cüce

slayt 14

Yıldızın kütlesi, yıldızın kütlesi > 1.4 Güneş kütlesi: yerçekimi sıkıştırma kuvvetleri çok yüksektir, maddenin yoğunluğu bir milyon tona ulaşır, cm3 başına devasa bir enerji açığa çıkar - 10 ^ 45 J sıcaklık - 10 ^ 11 K süpernova patlaması çoğu yıldızlar 1000-5000 km / s hızında uzaya fırlatılır nötrino akışları yıldızın çekirdeğini soğutur - bir nötron yıldızı

İçerik

• yıldızların doğuşu
• Ünlü hayatı
• Beyaz cüceler ve nötron delikleri
• Kara delikler
• yıldızların ölümü

Amaçlar ve hedefler

• Yıldızların oluşumuna yol açan Evrendeki yerçekimi kuvvetlerinin eylemi hakkında bilgi sahibi olmak.
• Yıldızların evrim sürecini düşünün.
• Yıldızların uzaysal hızı kavramını verin.
• Yıldızların fiziksel doğasını tanımlayın.

Bir yıldızın doğuşu

• Boş olduğuna inanılan uzaya genellikle havasız uzay denir. Ancak öyle değil. Yıldızlararası uzayda, helyum ve hidrojen başta olmak üzere toz ve gaz bulunur ve ikincisi çok daha fazladır.
• Evrende yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında çökebilecek bütün toz ve gaz bulutları bile vardır.

Bir yıldızın doğuşu

• Sıkıştırma sürecinde, bulutun bir kısmı ısınacak ve yoğunlaşacaktır.
• Sıkışan maddenin kütlesi, sıkıştırma işlemi sırasında içinde nükleer reaksiyonların başlaması için yeterliyse, böyle bir buluttan bir yıldız elde edilir.

Bir yıldızın doğuşu

• Her "yeni doğan" yıldız, ilk kütlesine bağlı olarak, Hertzsprung-Russell diyagramında belirli bir yer kaplar - bir ekseninde yıldızın renk indeksinin çizildiği bir grafik ve diğerinde - parlaklığı, yani. saniyede yayılan enerji miktarı.
• Bir yıldızın renk indeksi, yüzey katmanlarının sıcaklığı ile ilgilidir - sıcaklık ne kadar düşük olursa, yıldız o kadar kırmızı olur ve renk indeksi daha büyüktür.

Ünlü hayatı

• Evrim sürecinde yıldızlar, bir gruptan diğerine geçerek "spektrum-parlaklık" diyagramındaki konumlarını değiştirirler. Bir yıldız, hayatının çoğunu Ana Dizide geçirir. Sağında ve yukarısında, hem en genç yıldızlar hem de evrimsel yollarında çok ilerlemiş yıldızlar var.

Ünlü hayatı

• Bir yıldızın ömrü esas olarak kütlesine bağlıdır. Teorik hesaplamalara göre, bir yıldızın kütlesi değişebilir. 0,08 önceki 100 güneş kütleleri.
• Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, hidrojen o kadar hızlı yanar ve derinliklerinde termonükleer füzyon sürecinde daha ağır elementler oluşabilir. Evrimin geç bir aşamasında, yıldızın orta kısmında helyum yanması başladığında, Ana Diziden iner ve kütleye bağlı olarak mavi veya kırmızı bir dev olur.

Ünlü hayatı

• Ancak yıldız bir krizin eşiğinde olduğu bir an gelir, artık iç basıncı korumak ve yerçekimi kuvvetlerine direnmek için gerekli miktarda enerjiyi üretemez. Kontrol edilemeyen sıkıştırma (çöküş) süreci başlar.
• Çöküşün bir sonucu olarak, büyük bir yoğunluğa sahip yıldızlar (beyaz cüceler) oluşur. Süper yoğun bir çekirdeğin oluşumuyla eş zamanlı olarak, yıldız bir gaz bulutuna dönüşen dış kabuğunu döker - gezegenimsi bir bulutsu ve yavaş yavaş uzayda dağılır.
• Daha büyük kütleli bir yıldız, 10 km'lik bir yarıçapa küçülerek bir nötron yıldızına dönüşebilir. Bir yemek kaşığı nötron yıldızı 1 milyar ton ağırlığındadır! Daha da büyük bir yıldızın evrimindeki son aşama, bir kara deliğin oluşumudur. Yıldız öyle küçülür ki ikinci kozmik hız ışık hızına eşit olur. Bir kara delik bölgesinde, uzay güçlü bir şekilde kavislidir ve zaman yavaşlar.

Ünlü hayatı

• Nötron yıldızlarının ve kara deliklerin oluşumu mutlaka güçlü bir patlama ile ilişkilidir. Gökyüzünde parlak bir nokta beliriyor, neredeyse içinde parladığı galaksi kadar parlak. Bu bir süpernova. Gökyüzündeki görünüm hakkında eski kroniklerde bulunan sözler en parlak yıldızlar, bu devasa kozmik patlamaların kanıtından başka bir şey değil.

yıldız ölümü

• Yıldız, yüksek hızda genişleyen, yüz binlerce yıl sonra yıldızlararası ortamda iz bırakmadan çözünen tüm dış kabuğunu kaybeder ve ondan önce onu genişleyen bir gaz bulutsu olarak gözlemleriz.
• İlk 20.000 yıl boyunca, gaz zarfının genişlemesine güçlü radyo emisyonu eşlik ediyor. Bu süre zarfında, süpernovada oluşan yüksek enerjili yüklü parçacıkları tutan bir manyetik alana sahip sıcak bir plazma topudur.
• Patlamanın üzerinden ne kadar çok zaman geçerse, radyo emisyonu o kadar zayıf ve plazma sıcaklığı o kadar düşük olur.

slayt 1

slayt 2

Evrenin %98'i yıldızlardan oluşur. Onlar da galaksinin ana unsurudur. "Yıldızlar, diğer gazların yanı sıra büyük helyum ve hidrojen toplarıdır. Yerçekimi onları içeri çeker ve sıcak gaz basıncı onları dışarı iterek denge yaratır. Bir yıldızın enerjisi, her ikinci helyumun hidrojen ile etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur.”

slayt 3

Yıldızların yaşam yolu tam bir döngüdür - doğum, büyüme, nispeten sakin bir aktivite dönemi, ıstırap, ölüm ve bireysel bir organizmanın yaşam yoluna benzer. Gökbilimciler tek bir yıldızın ömrünü başından sonuna kadar izleyemezler. En kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır var - sadece bir kişinin değil tüm insanlığın ömründen daha uzun. Bununla birlikte, bilim adamları birçok yıldızı gelişimlerinin çeşitli aşamalarında - yeni doğup ölmekte olan - gözlemleyebilirler. Sayısız yıldız portrelerine dayanarak, her yıldızın evrimsel yolunu yeniden oluşturmaya ve biyografisini yazmaya çalışıyorlar.

slayt 4

slayt 5

Yıldız oluşum bölgeleri. Kütleleri 105 güneş kütlesinden daha büyük olan dev moleküler bulutlar (Galakada bunların 6.000'den fazlası bilinmektedir) 6000 ışıkyılı uzaklıktaki Kartal Bulutsusu, Serpens takımyıldızında bulunan genç bir açık yıldız kümesidir, nebuladaki karanlık bölgeler ilk yıldızlardır

slayt 6

Avcı Bulutsusu, yeşilimsi bir renk tonu ile parlayan bir salma bulutsudur ve Avcı Kuşağı'nın altında bulunur ve bizden 1300 ışıkyılı uzaklıkta ve 33 ışıkyılı büyüklüğünde çıplak gözle bile görülebilir.

Slayt 7

Yerçekimi daralması Sıkıştırma, Newton'un fikri olan yerçekimi kararsızlığının bir sonucudur. Jeans daha sonra, kendiliğinden kasılmanın başlayabileceği minimum bulut boyutunu belirledi. Ortamın oldukça etkili bir şekilde soğutulması gerçekleşir: salınan yerçekimi enerjisi, uzaya kaçan kızılötesi radyasyona gider.

Slayt 8

Protostar Bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir. İç bölgelerin sıcaklığı yükselmeye başlar. Bir protostarın içindeki sıcaklık, termonükleer füzyon reaksiyonlarının eşiğine ulaşır. Sıkıştırma bir süre durur.

Slayt 9

genç bir yıldız H-R diyagramının ana dizisine girdi, hidrojen tükenmesi süreci başladı - ana yıldız nükleer yakıtı pratik olarak sıkıştırılmadı ve enerji rezervleri artık merkezi bölgelerinde kimyasal bileşimde yavaş bir değişiklik nedeniyle değişmiyor hidrojenin helyuma dönüştürülmesine Yıldız durağan bir duruma geçer

slayt 10

slayt 11

hidrojen tamamen yandığında, yıldız devler bölgesindeki ana diziyi terk eder veya yüksek kütlelerde süperdevler Devler ve süperdevler

slayt 12

yıldız kütlesi< 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.

slayt 13

Yıldızlararası toz bulutunun içinde beyaz cüce Boğa takımyıldızında iki genç siyah cüce

slayt 14

yıldız kütlesi > 1.4 güneş kütlesi: yerçekimi sıkıştırma kuvvetleri çok yüksek maddenin yoğunluğu bir milyon tona ulaşır cm3 büyük enerji açığa çıkar - 10 ^ 45 J sıcaklık - 10 ^ 11 K süpernova patlaması Yıldızın çoğu bir anda uzaya fırlatılır 1000-5000 km / s nötrino akış hızı bir yıldızın çekirdeğini soğutur - Nötron yıldızı

slayt 2

Evrenin %98'i yıldızlardan oluşur. Onlar da galaksinin ana unsurudur.

"Yıldızlar, diğer gazların yanı sıra büyük helyum ve hidrojen toplarıdır. Yerçekimi onları içeri çeker ve sıcak gazın basıncı onları dışarı iterek bir denge oluşturur. Bir yıldızın enerjisi, helyumun her saniye hidrojen ile etkileşime girdiği çekirdeğinde depolanır."

slayt 3

Yıldızların yaşam yolu tam bir döngüdür - doğum, büyüme, nispeten sakin bir aktivite dönemi, ıstırap, ölüm ve bireysel bir organizmanın yaşam yoluna benzer.

Gökbilimciler tek bir yıldızın ömrünü başından sonuna kadar izleyemezler. En kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır var - sadece bir kişinin değil tüm insanlığın ömründen daha uzun. Bununla birlikte, bilim adamları birçok yıldızı gelişimlerinin çeşitli aşamalarında - yeni doğup ölmekte olan - gözlemleyebilirler. Sayısız yıldız portrelerine dayanarak, her yıldızın evrimsel yolunu yeniden oluşturmaya ve biyografisini yazmaya çalışıyorlar.

slayt 4

Hertzsprung-Russell diyagramı

slayt 5

Yıldız oluşum bölgeleri.

105 güneş kütlesinden daha büyük kütleli dev moleküler bulutlar (Galakside 6.000'den fazlası bilinmektedir)

6.000 ışıkyılı uzaklıktaki Kartal Bulutsusu, Serpens takımyıldızında bulunan genç bir açık yıldız kümesidir, bulutsudaki karanlık bölgeler önyıldızlardır.

slayt 6

Avcı Bulutsusu, yeşilimsi bir renk tonu ile parlayan bir salma bulutsudur ve Avcı Kuşağı'nın altında bulunur ve bizden 1300 ışıkyılı uzaklıkta ve 33 ışıkyılı büyüklüğünde çıplak gözle bile görülebilir.

Slayt 7

yerçekimi kasılma

Sıkıştırma, Newton'un fikri olan yerçekimi kararsızlığının bir sonucudur.

Jeans daha sonra, kendiliğinden kasılmanın başlayabileceği minimum bulut boyutunu belirledi.

Ortamın oldukça etkili bir şekilde soğutulması gerçekleşir: salınan yerçekimi enerjisi, uzaya kaçan kızılötesi radyasyona gider.

Slayt 8

ön yıldız

• Bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir.
• İç bölgelerin sıcaklığı yükselmeye başlar.
• Bir protostarın içindeki sıcaklık, termonükleer füzyon reaksiyonlarının eşiğine ulaşır.
• Sıkıştırma bir süre durur.

Slayt 9

• H-R diyagramının ana dizisine genç bir yıldız geldi
• hidrojen yakma süreci - ana yıldız nükleer yakıtı - başladı
• pratikte sıkıştırma yok ve enerji rezervleri artık değişmiyor
• Hidrojenin helyuma dönüşmesi nedeniyle merkezi bölgelerindeki kimyasal bileşimdeki yavaş değişim

Yıldız sabit bir duruma geçer

Slayt 10

Tipik bir yıldızın evriminin grafiği

slayt 11

hidrojen tamamen yandığında, yıldız ana diziyi devler veya yüksek kütlelerde süperdevler bölgesinde bırakır.

Devler ve süperdevler

slayt 12

• yıldız kütlesi< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• elektronlar sosyalleşir ve dejenere bir elektron gazı oluşturur
• yerçekimi kasılma durur
• yoğunluk, cm3 başına birkaç tona kadar çıkar
• hala T=10^4 K tutar
• yavaş yavaş soğur ve yavaşça küçülür (milyonlarca yıl)
• sonunda serinleyin ve SİYAH Cücelere dönüşün

Tüm nükleer yakıt yandığında, yerçekimi sıkıştırma süreci başlar.

slayt 13

• Yıldızlararası toz bulutu içinde beyaz cüce
• Boğa takımyıldızında iki genç siyah cüce

Slayt 14

• yıldız kütlesi > 1.4 güneş kütlesi:
• yerçekimi kuvveti çok güçlüdür
• bir maddenin yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır
• büyük enerji açığa çıkar - 10 ^ 45 J
• sıcaklık – 10^11 K
• süpernova patlaması
• yıldızın çoğu 1000-5000 km / s hızla uzaya fırlatılır
• nötrino akıntıları bir yıldızın çekirdeğini soğutur -

nötron yıldızı