Добавить материал и получить бесплатное свидетельство о публикации в СМИ
Эл. №ФС77-60625 от 20.01.2015
Инфоурок / Астрономия / Конспекты / Исследовательская работа по астрономии
ВНИМАНИЮ ВСЕХ УЧИТЕЛЕЙ: согласно Федеральному закону № 313-ФЗ все педагоги должны пройти обучение навыкам оказания первой помощи.

Дистанционный курс "Оказание первой помощи детям и взрослым" от проекта "Инфоурок" даёт Вам возможность привести свои знания в соответствие с требованиями закона и получить удостоверение о повышении квалификации установленного образца (180 часов). Начало обучения новой группы: 26 апреля.

Подать заявку на курс
  • Астрономия

Исследовательская работа по астрономии

библиотека
материалов

Содержание

Вступление.................................................................................................2

Раздел 1. Рождение звёзд.

1.1.Молекулярное облако - звёздная колыбель.......................................2


1.2. Рождение протозвезды.......................................................................3


Раздел 2. Эволюция звезд.

2.1.Гарвардская спектральная классификация звезд.............................4


2.2. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Характеристика звёзд главной последовательности...................................................................................5


2.3. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд..............................7

2.4. Дальнейшая эволюция звезды, выход из главной последовательности...................................................................................8


Раздел 3. Заключительный этап эволюции звезды.

3.1.Белые карлики......................................................................................9


3.2.Нейтронные звёзды............................................................................10


3.3.Чёрная дыра........................................................................................10


Раздел 4 .Жизненный цикл Солнца........................................................11


Заключение..............................................................................................12


Приложение к работе...............................................................................13


Список использованной литературы.......................................................18













Тема: «Чем звёзды похожи на людей».

Цель: Изучить основные характеристики звезд, эволюцию их жизненного пути, найти сходства между небесными светилами и жителями Земли, людьми.

Вступление

На Земле главные действующие лица - это люди, а во Вселенной главные объекты –звёзды.97% вещества в нашей Галактике сосредоточено в звёздах.

Звезд бесчисленное множество. Никто не в силах точно сказать, сколько существует звезд, тем более звезды как люди рождаются и умирают. Можно лишь приближенно заявить, что в нашей Галактике около 150 000 000 000 звезд, а во Вселенной неизвестное число миллиардов галактик... А вот сколько звезд можно увидеть на небе невооруженным глазом известно точнее: около 4,5 тысяч. Звезды — это эволюционирующие объекты, т.е. находятся в постоянном изменении, развитии. Они, как и люди, рождаются, живут и умирают.


1.Рождение звёзд

Ближайшие к нам области звездообразования - это тёмные облака в созвездиях Тельца Космос часто называют безвоздушным пространством, однако, это не так. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³.В межзвездном пространстве есть пыль и газ. Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых - кислород, углерод и азот.


1.1Молекулярное облако- называемым звёздной колыбелью.

Межзвёздный газ в основном концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные крупные молекулярные облака. Приложение №1

Молекулярное облако 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, температура около -200 °С. Пока холодное разрежённое облако, межзвёздного газа, свободно вращается вокруг центра родной галактики, то ничего не происходит. Но стоит возникнуть внешнему возмущению, слегка уменьшившему размер облака, то наступает гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. Приложение №2

Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца, а это значит, что становится возможным формирование звёзд.

Большинство молекулярных облаков зарегистрировано только по радиоизлучению( их в Галактике всего несколько тысяч). Некоторые, впрочем, давно известны астрономам, например тёмная туманность Угольный Мешок, хорошо видимая глазом в южной части Млечного Пути. Диаметр этого облака 12 пк, но оно выглядит большим, поскольку удалено от нас всего на 150 пк. Его масса около 5 тыс. солнечных масс. В таких гигантских молекулярных облаках и располагаются главные очаги формирования звёзд.

и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе.


1.2 Рождение протозвезды.

Облака под действием сил гравитации сжимаются, в процессе сжатия часть облака уплотняется, уменьшаясь в размерах и одновременно нагреваясь.Если достаточно массивное для образования звезды облако настолько прогревается, что начинает активно излучать тепло и, может быть, слабо светиться темно-красным цветом (еще до начала ядерного синтеза), такое облако принято уже называть протозвездой (до-звездой). Приложение №3

В начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. Она совершенно непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу, т.е. происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака.

Однако по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа.

Как только температура в центре протозвезды достигнет 10 000 000 К, начинается ядерный синтез, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, являются основными движущими силами звёздной эволюции.
Сжатие протозвезды останавливается световым давлением, она становится звездой.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью.

Процесс рождения звезды продолжительный. Всё зависит от массы, насколько быстро протозвезда превратится в звезду. Звезды типа Солнца (желтые карлика) тратят на эту стадию своего рождения 30 000 000 лет, звезды в три раза массивнее (голубые гиганты) - 100 000 лет, а в десятеро менее массивные (красные карлики)- 100 000 000 лет. Итак, массивные звезды рождаются быстрее, однако маленькие звёзды образуются значительно чаще, чем крупные. Астрономы умеют довольно точно определять места, где происходит или недавно происходило рождение звезд. Области звездообразования выдает, как правило, присутствие массивных горячих и ярких звезд. Их век недолог, и потому наличие этих звезд есть явное указание на то, что родились они где-то здесь неподалеку в течение ближайших миллионов лет. Молекулярные облака, эти "фабрики по производству звёзд", изготовляют звёзды всевозможных типов. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звёзд с общей массой около пяти масс Солнца.

Примерно половина звёзд рождаются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Рождение двойняшек и не только также присуще человечеству. Известны звёзды, содержащие до семи компонентов, более сложные пока не обнаружены. Приложение №4

Причины появления двойных и кратных звёзд вполне понятны: исходное вращение газового облака не позволяет ему сжаться в одну компактную звезду. Чем больше сжимается облако, тем быстрее оно вращается (известный "эффект фигуристки", который является следствием закона сохранения момента количества движения). Нарастающие при сжатии центробежные силы сначала делают облако плоским, как ватрушка, а затем вытягивают в "дыню" и разрывают пополам. Каждая из половинок, сжимаясь дальше, продолжает двигаться по орбите вокруг общего центра масс. Если дальнейшее сжатие не разрывает её на части, то образуется двойная звезда, а если деление продолжается - рождается более сложная кратная система.

Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда.

Если сжимающееся облако менее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в сто раз, такие облака образуют так называемые коричневые карлики. Коричневые карлики еще холоднее красных звезд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много тепла (инфракрасное излучение), а светятся едва-едва. Но ядерные реакции давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают.


2.Эволюция звезд.

Звёздная эволюция в астрономии — 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.

Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.

Исследование астрономами большого количества звезд показало, что они существенно отличаются друг от друга, как впрочем и люди. Они имею различную массу, размеры, температуру, светимость, различаются даже по цвету. Есть звёзды гиганты, радиусы которых в сотни и тысячи раз превосходят солнечный. И, наоборот, есть звёзды карлики, радиусы которых в десятки и сотни раз меньше радиуса Солнца. У людей тоже встречается подобное отклонение от нормы. Есть люди –карлики гиганты. У человечества представители различных рас отличаются цветом кожи. Приложение №5


2.1.Гарвардская спектральная классификация звезд

Как оказалось, среди сотен тысяч звёзд трудно обнаружить звезды излучающие одинаковые спектры. Звёзды как и люди –индивидуальны. И всё же , анализируя звёздные спектры создана Гарвардская спектральная классификация звезд по спектральным классам, по цвету : О,В,А -горячие или ранние, F,G-солнечные, К,М- холодные поздние. Цвет звезды напрямую зависит от её температуры. Например, звезда Арктур из созвездия Волопаса- желто-оранжевая, Ригель из созвездия Ориона -бело-голубая, Антаррес из созвездия Скорпиона – ярко-красная.

Приложение №6

(14.Слайд) Самые горячие – голубые звёзды, а холодные – красные Самые горячие – голубые звёзды, а холодные – красные.






Спектральная классификация звёзд

Спектр.

класс

Основные линии

Темпера-

тура, тыс.К

Цвет

О

Н,Н,Не

40-28

голубой

B

Не,Н

28-10

бело- голубой

A

Н

10-7

белый

F

Н ,Ga

7-6

желто –белый

G

Ga, Fe,Ti

6-5

жёлтый

K

Fe,Ti

5-3,5

оранжевый

М

TiО

3,5-2.5.

красный

Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Рождение и смерть – ничтожно малые мгновенья в жизни звезды.

2.2 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Характеристика звёзд главной последовательности.

Датский астроном Э.Герцшпрунг и американский астроном –Г.Рассела в 1905- 1913гг установили сущестование зависимости между светимостью звёзд и температурой и изобразили её виде диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Смысл же всей диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.

Как оказалось звёзды не заполняют поле диаграммы равномерно, а образуют несколько последовательностей. С эволюционной точки зрения главная последовательность - это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективные. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит в основном из-за гравитационного сжатия. То есть светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. По мере приближения молодой звезды к главной последовательности сжатие замедляется.

У звезды находящейся на главной последовательности потери энергии на излучения компенсируются за счет энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия. Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

90% звёзд, ближайших к Солнцу, образуют главную последовательность, пересекающую поле диаграммы от её верхнего левого угла к правому нижнему. В правом нижнем углу находяться звёзды поздних спектральных классов K, М с малой светимостью –красные карлики. В левом верхнем углу – звёзды ранних спектральных классов О,В- голубые гиганты, в середине последовательности располагается Солнце и ему подобные звёзды – жёлтые карлики.

Над главной последовательностью располагается группа гигантов поздних классов G,К, М. с большой светимостью( Поллукс из созв. Близнецов). В верхнем правом углу находятся сверхгиганты (Бетельгейзе из созв. Ориона). На 1000 звёзд главной последовательности приходится один гигант , а на 1000 гигантов –один сверхгигант. . Красные гиганты и сверхгиганты в правом верхнем углу — это доживающие свой век звезды с до предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд. лет такая участь постигнет и наше Солнце — его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры). Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.

Ниже основной последовательности располагается последовательность субкарликов и белых карликов с маленькой светимостью. Это очень горячие звезды — но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.

Вообще, по диаграмме Герцшпрунца—Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака (см. Гипотеза газопылевого облака) и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается (как сейчас Солнце) на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь. После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу. На самом деле, три этих последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд.

Прослеживается в диаграмме и зависимость месторасположения звезды от её массы. Массивные звёзды расположены над основной последовательностью. Нужно заметить , что звёзды одного спектрального класса ,т.е. температуры могут быть гигантами и карликами, астрономы их отличают по виду спектральных линий(ширине, интенсивности.) В предложенной таблице прослеживается зависимость продолжительности жизни звезды на главной последовательности от её массы.

Интенсивность выделения энергии (светимость) звезд очень быстро возрастает с ростом их массы. Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Поэтому более массивные звезды гораздо быстрее сжигают свое горючее, чем маломассивные.

Яркие массивные звезды верхней части главной последовательности (спектральные классы О, В и А) живут значительно меньше, чем звезды типа Солнца и еще менее массивные члены нижней части главной последовательности. Поэтому родившиеся одновременно с Солнцем звезды классов О, В и А уже давно закончили свою эволюцию, а те, что наблюдаются сейчас (например, в созвездии Ориона), должны были родиться относительно недавно. В окрестности Солнца встречаются звезды различного физического и эволюционного возраста.

Характеристика звёзд главной последовательности

Спектр.класс

Масса, Мс

Радиус,

Rс

Светимость Lс

Время жизни на ГП, года

Темпера-

тура, тыс.К

Цвет

B

17-3,2

9-2,8

30 000-100

8∙106 -400∙106

28-10

бело- голубой

A

3,2-1,5

2,8-1,25

100-4,8

400∙106 -4∙109

10-7

белый

F

1,5-1,02

1,25-1,2

4,8-1,2

4∙109 -11∙109

7-6

желто –белый

G

1,02-0,74

1,02-0,74

1,2-0,35

11∙109 -17∙109

6-5

жёлтый

K

0,74-0,31

0,74-0,33

0,35-0,03

17∙109 -280∙109

5-3,5

оранжевый


2.3. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд.

Строение звёзд зависит от массы и места которое она занимает на диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Приложение №7

В недрах ярких звездах верхней части главной последовательности происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. Перенос энергии от ядра осуществляется излучением.

У звезд нижней части главной последовательности ( красных –карликах) конвективное ядро отсутствует. Термоядерные реакции протекают в центральной части ядра, являющейся лучистой зоной переноса энергии. В центральной области водород горит, превращаясь в гелий. Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией, с переносом вещества. Когда водород сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Перенос энергии от центра к поверхности ( фотосфере) длится миллионы лет. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз.

У Красных гигантов имеют центральное небольшое изотермическое ядро из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции, затем небольшая лучистая зона. Далее идет широкий слой, где энергия передается конвекцией. Белые карлики однородны и состоят из вырожденного газа.

2.4. Дальнейшая эволюция звезды, выход из главной последовательности. Звезда- красный гигант, взрыв сверхновой звезды.

На главной последовательности диаграммы ГерцшпрунгаРасселла, звезда находиться большую часть своёй жизни. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Приложение №8.

По прошествии от миллиона до нескольких десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных.

У Красных карликов (такие как Проксима Центавра с массой менее 0,5 солнечной) после медленного преобразования водорода в гелий в ядре прекратятся термоядерные реакции. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра. На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Чем массивнее была звезда, тем большее гелиевое ядро в ней образуется. Тем больше силы, стремящиеся его сжать. Тем больше давление в ядре и его температура. В большинстве звезд эта температура достаточна, чтобы начались ядерные реакции синтеза углерода из гелия.

У более крупных звёзд основной последовательности когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра. Ядро, которое теперь состоит в основном из гелия, начинает сжиматься под действием сил гравитации, так как нет больше сил, сдерживающих  сжатие. ) В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Энергия, высвобождаемая в результате сжатия ядра  и  горения водорода, увеличивает давление, идущее из центра звезды, под действием него звезда расширяется до гигантских размеров, приблизительно в 100 раз. При этом её светимость растёт, плотность и температура внешних слоев падает— звезда становится красным гигантом. Фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности .Звезда красный гигант имеет радиус в сотни раз больше радиусов Солнца. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно тяжела, возрастающая при этом температура может вызвать термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы. Когда все термоядерное топливо выгорает, с образованием ядер железа и никеля, гравитационное сжатие продолжается. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд . Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

Жизнь звезды заканчивается огромным взрывом. В результате этого взрыва часть массы звезды стремится к центру под действием гравитационного сжатия (в этот момент гравитационные силы уже не сдерживаются термоядерными реакциями), а другая часть разлетается в пространстве. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров - в сотни радиусов Солнца - и за время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Взрывная волна уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. Рассеявшиеся оболочки звезд могут снова в последствие пойти на образование порождающих звезды газовых облаков.

Само явление отделения внешней оболочки - называется взрыв сверхновой звезды. Этот взрыв сопровождается столь мощным излучением, что некогда тусклую звезду становится иногда видно даже днем на небе. Судьба же центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы.

3. Заключительный этап эволюции звезды.

После того как звезда начинает расширяться, она покидает главную последовательность , дни её теперь сочтены. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.

Звезда лишается всяких средств для воспроизводства своих энергетических запасов. Это означает, что она должна умереть. Теперь, исчерпав запасы ядерной энергии, звезда может только сжиматься и использовать гравитационную энергию, чтобы поддержать своё свечение.

После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.

Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Приложение №9.


3.1. Белые карлики.

Белые карлики - конечная стадия звездной эволюции после исчерпания термоядерных источников энергии звезд средней и малой массы(масса которых менее 10 солнечных масс). Из-за небольшой массы, силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Белые карлики представляют собой очень плотные горячие звезды малых размеров из вырожденного газа. Атомы газа ионизированы, электроны уже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них. Процесс отделения электронов от ядер, происходит в результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электронов движется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белого карлика приобретает определённые физические свойства, характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому, как тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.

При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров( в сотни раз меньше размеров Солнца.) Средняя плотность вещества в нём часто превышает тонну на кубический сантиметр! Белый карлик уже почти не излучает видимого света и потому становится невидимым. Температура белого карлика колеблется от тысячи до нескольких десяткой тысяч градусов. Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение происходит за счет медленного остывания. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету) - это скорее уже бурый или коричневый карлик- остывшую, умершую звезду. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца.

Масса белых карликов не может превышать некоторого значения - это так называемый предел Чандрасекара, равны примерно 1,4 массы Солнца.


3.2. Нейтронные звёзды.

Нейтронная звезда - это конечное состояние эволюции более массивных звезд (от 10 до 30 солнечных масс). Давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие, сжатие продолжается. Сильная гравитация в недрах заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность (плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды), что огромная звездная масса в 1,5-2 раза больше солнечной сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом всего 10-20 километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Максимально возможная масса нейтронной звезды носит название предела Оппенгеймера-Волкова, который в любом случае не больше трех масс Солнца. . Нейтронные звезды обладают огромным магнитным полем в миллиарды раз превышающем магнитное поле земли. Период их обращения становится чрезвычайно мал, по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами. Первое наблюдение нейтронной звезды состоялось в 1968

3.3 Чёрная дыра.

Чёрная дыра - это конечное состояние эволюции звёзд в 30 и более раз превосходит массу Солнца. Если образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра. Черные дыры образуются в результате коллапса гигантских нейтронных звезд (более 3 масс Солнца). При сжатии их гравитационное поле уплотняется все сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть ее притяжения. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в черную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звезд он составляет несколько десятков километров. Поскольку черные дыры не светят, то единственный путь судить о них - это наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела. Сам термин "черная дыра" введен в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды.

Дырами такие объекты прозваны потому, что все, слишком близко приблизившееся к ним, неминуемо падает на их поверхность, и ничто уже не может ее покинуть. Все вещество как бы пропадает в черной дыре безвозвратно. Первоначальная масса звезды, из которой в конце получится черная дыра,

Дальнейшая жизнь, как нейтронной звезды, так и черной дыры мало отличаются друг от друга. В настоящее время известен квантово-механический механизм "испарения" черных дыр и нейтронных звезд. Однако для их полного испарения требуются времена более чем в 1030-1040 раз превышающие время существования вселенной. Приложение №10.


4 .Жизненный цикл Солнца.

Наше Солнце, являющееся обычной звездой, находится на этой последовательности уже в течение 5-6 млрд. лет и, по-видимому, проведёт на ней ещё столько же времени, оно находится в середине своего эволюционного пути. Но если бы исходная масса Солнца была всего вдвое выше, то его эволюция уже давно закончилась бы, и жизнь на Земле так и не успела бы достигнуть своей вершины в образе человека. Приложение№11.

Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. По современным представлениям, излучение энергии звезд вызывает уменьшение их массы. В этом смысле, следует понимать, что энергия и масса - одно и то же. Солнце теряет ежесекундно миллионы тонн. Однако, за 5 миллиардов лет своего существования оно израсходовало лишь половину имеющегося в его недрах ядерного горючего. При вторичном сгорании гелия в ядре: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода, звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезда будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно и не превратится в чёрного карлика.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой. Через 8—9 миллиардов лет оно превратится сначала в красный гигант, затем, сбросив оболочку, станет белым, а после и «черным» карликом.

Заключение

Мир звёзд очень разнообразен, но и в нём есть определённые закономерности. Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они эволюционируют. Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно людям рождаются, живут и умирают. Приложение№12.






































Приложение №1 ( Спиралевидная галактика)



07020302



Приложение №2 (Комплекс молекулярных облаков в Орионе.)



0102015102

Приложение №3( Рождение протозвезды)



hello_html_41b4985a.jpg



Приложение №4 (Двойные звёздные системы)

180px-Ant_Nebulahello_html_m7a7354cf.png

Приложение №5 ( Люди- гиганты и карлики. Представители разных рас. )

hello_html_m5617f3c5.pnghello_html_3e4e9484.pnghello_html_m322d2653.png (hello_html_35dffc9b.pnghello_html_7591bf79.pnghello_html_2824da58.png









Приложение №6 (Зависимость цвета от температуры)

Звезда Арктур из созвездия Волопаса, желто-оранжева. Звезда Ригель из созвездия Ориона, бело - голубая. Звезда Антарес из созвездия Скорпиона, ярко-красная .



hello_html_32f841b3.png

АМЮ 007

Приложение №7 (Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.)hello_html_43bf0d05.pnghello_html_m3620653a.png







hello_html_2077053a.png








Приложение №7 (Модель голубого гиганта и красного карлика)

hello_html_m5fbfbf98.pnghello_html_2189c6fd.png

Модель Солнца и красного гиганта.

hello_html_m55bcc935.pnghello_html_m7675b4a9.png


























Приложение №8

hello_html_m68e1b1d.png

Приложение №9


hello_html_24c50ab1.pnghello_html_m68bc54d5.png

Приложение №10

09-01000

Приложение№11

hello_html_m36530b09.png

Приложение№12

hello_html_m60c68588.png


ЛИТЕРАТУРА

[1]. Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М., 1973

[2]. Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. М., 1984

[3]. Масевич А.Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988

[4]. Бисноватый-Коган Г. С., Физические процессы теории звездной эволюции. М., 1989

[5]. Сурдин В.Г., Ламзин С. А., Протозвезды. Где, как и из чего формируются звезды. М., 1992

[6]. И.Г.Колчинский, А.А.Корсунь, М.Г.Родригес. Астрономы. 2-е изд., Киев, 1986.

[7]. Физика космоса. 2-е изд., М.:Советская энциклопедия, 1986.

[8]. Ф.Ю.Зигель. Сокровища звездного неба. 2-е изд., М.:Наука, 1980.

[9]. П.Г.Куликовский. Звездная астрономия. 2-е изд., М.:Наука, 1985.

[10]. С.Шапиро, С.Тьюколски. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. М.: Мир, 1985.

Ресурсы использования интернета URL-адреса http://myastronomy.ru/PAGE/Humor/Humor.html





20


Автор
Дата добавления 18.01.2016
Раздел Астрономия
Подраздел Конспекты
Просмотров797
Номер материала ДВ-351910
Получить свидетельство о публикации

"Инфоурок" приглашает всех педагогов и детей к участию в самой массовой интернет-олимпиаде «Весна 2017» с рекордно низкой оплатой за одного ученика - всего 45 рублей

В олимпиадах "Инфоурок" лучшие условия для учителей и учеников:

1. невероятно низкий размер орг.взноса — всего 58 рублей, из которых 13 рублей остаётся учителю на компенсацию расходов;
2. подходящие по сложности для большинства учеников задания;
3. призовой фонд 1.000.000 рублей для самых активных учителей;
4. официальные наградные документы для учителей бесплатно(от организатора - ООО "Инфоурок" - имеющего образовательную лицензию и свидетельство СМИ) - при участии от 10 учеников
5. бесплатный доступ ко всем видеоурокам проекта "Инфоурок";
6. легко подать заявку, не нужно отправлять ответы в бумажном виде;
7. родителям всех учеников - благодарственные письма от «Инфоурок».
и многое другое...

Подайте заявку сейчас - https://infourok.ru/konkurs


Выберите специальность, которую Вы хотите получить:

Обучение проходит дистанционно на сайте проекта "Инфоурок".
По итогам обучения слушателям выдаются печатные дипломы установленного образца.

ПЕРЕЙТИ В КАТАЛОГ КУРСОВ


Идёт приём заявок на международный конкурс по математике "Весенний марафон" для учеников 1-11 классов и дошкольников

Уникальность конкурса в преимуществах для учителей и учеников:

1. Задания подходят для учеников с любым уровнем знаний;
2. Бесплатные наградные документы для учителей;
3. Невероятно низкий орг.взнос - всего 38 рублей;
4. Публикация рейтинга классов по итогам конкурса;
и многое другое...

Подайте заявку сейчас - https://urokimatematiki.ru

Похожие материалы

Включите уведомления прямо сейчас и мы сразу сообщим Вам о важных новостях. Не волнуйтесь, мы будем отправлять только самое главное.
Специальное предложение
Вверх