Что такое findslide.org?

FindSlide.org - это сайт презентаций, докладов, шаблонов в формате PowerPoint.


Для правообладателей

Обратная связь

Email: Нажмите что бы посмотреть 

Яндекс.Метрика

Презентация на тему Эволюция звезд

Звёздная эволюция — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Эволюция звезд Звёздная эволюция — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на Эволюция звезды начинается в гигантском моле-кулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Реакции сжигания гелия очень чувствитель-ны к температуре. Иногда это приводит к большой При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс уже обладают характеристиками нормаль-ных После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в Сопутствующий этому всплеск нейтрино прово-цирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в Крабовидная туманность — газообразная туман-ность в созвездии Тельца, являющаяся остатком сверхновой и
Слайды презентации

Слайд 2 Звёздная эволюция — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её

Звёздная эволюция — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть

жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или

миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Слайд 3 Эволюция звезды начинается в гигантском моле-кулярном облаке, также

Эволюция звезды начинается в гигантском моле-кулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью.

называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в

действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызы-вают гравитационный коллапс облака.

Слайд 4 При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и

всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой

меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формирова-ниях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, транс-формируясь во вращающийся сферический объект.

Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздо-образующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образо-вания получили название глобул Бока.

Слайд 5 Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца),

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе

находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс

конвекции охваты-вает все области светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реак-ции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. Пока гидростатическое равновесие ещё не установлено, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре.

Слайд 6 Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для

Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза

реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды полу-чили название «коричневые

карлики», их масса не превышает одной десятой сол-нечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светить-ся.

Слайд 7 Реакции сжигания гелия очень чувствитель-ны к температуре. Иногда

Реакции сжигания гелия очень чувствитель-ны к температуре. Иногда это приводит к

это приводит к большой нестабильности. Возникают силь-нейшие пульсации, которые

в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточ-ное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термо-ядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

Слайд 8 При достижении звездой средней величины (от 0,4 до

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс)

3,4 солнечных масс) фазы крас-ного гиганта в её ядре

заканчивается водо-род и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приво-дит к тому, что внешние слои звезды начи-нают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем этот процесс может занять около миллиарда лет.

Слайд 9 Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс уже обладают характеристиками

уже обладают характеристиками нормаль-ных звезд, поскольку прошли все промежуточ-ные

стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накаплива-лась масса гидростатического ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отталкивает их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем около 300 масс Солнца.

Слайд 10 После того, как звезда с массой большей, чем

После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит

пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро

под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтрониза-цией его вещества.

Слайд 11 Сопутствующий этому всплеск нейтрино прово-цирует ударную волну. Сильные

Сопутствующий этому всплеск нейтрино прово-цирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и

струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть

накопленного звездой материала — так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется выры-ваемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют нали-чие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, что, однако, не является единственно возможным способом их образования, к примеру это демонстрируют технециевые звёзды.

Слайд 12 Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь

Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды

от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая

и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «мусором», и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остаётся момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

  • Имя файла: evolyutsiya-zvezd.pptx
  • Количество просмотров: 142
  • Количество скачиваний: 0