Presentazione sul tema dell'evoluzione delle stelle in fisica. Presentazione sul tema "evoluzione delle stelle". Fornisci il concetto di velocità spaziale delle stelle
Diapositiva 1
Diapositiva 2
L'Universo è composto per il 98% da stelle. Sono anche l'elemento principale della galassia.
“Le stelle sono enormi sfere di elio e idrogeno, così come altri gas. La gravità li attira verso l'interno e la pressione del gas caldo li spinge fuori, creando equilibrio. L’energia di una stella è contenuta nel suo nucleo, dove l’elio interagisce con l’idrogeno ogni secondo”.
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Il percorso di vita delle stelle è un ciclo completo: nascita, crescita, un periodo di attività relativamente tranquilla, agonia, morte e somiglianze percorso di vita un organismo separato.
Gli astronomi non sono in grado di tracciare la vita di una stella dall'inizio alla fine. Anche le stelle dalla vita più breve esistono per milioni di anni, più a lungo della vita non solo di una persona, ma di tutta l'umanità. Tuttavia, gli scienziati possono osservare molte stelle in fasi molto diverse del loro sviluppo: appena nate e morenti. Sulla base di numerosi ritratti stellari, si cerca di ricostruire il percorso evolutivo di ciascuna stella e di scriverne la biografia.
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Diapositiva 5
Regioni di formazione stellare.
Nubi molecolari giganti con masse superiori a 105 masse solari (nella Galassia se ne conoscono più di 6.000)
Nebulosa Aquila
A 6000 anni luce di distanza, un giovane ammasso stellare aperto nella costellazione del Serpente; le aree scure nella nebulosa sono protostelle
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Nebulosa di Orione
una nebulosa a emissione luminosa dalla tinta verdastra e situata al di sotto della Cintura di Orione, visibile anche ad occhio nudo, a 1300 anni luce di distanza e con una magnitudine di 33 anni luce
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Compressione gravitazionale
La compressione è una conseguenza dell'instabilità gravitazionale, l'idea di Newton. Successivamente i jeans determinarono la dimensione minima delle nuvole in cui può iniziare la compressione spontanea.
C'è un raffreddamento abbastanza efficace del mezzo: l'energia gravitazionale rilasciata va nella radiazione infrarossa che va nello spazio.
Diapositiva 8
Protostella
Man mano che la densità della nube aumenta, diventa opaca alle radiazioni. La temperatura delle regioni interne comincia a salire. La temperatura nelle viscere di una protostella raggiunge la soglia delle reazioni di fusione termonucleare. La compressione si interrompe per un po'.
Diapositiva 9
la giovane stella è arrivata sulla sequenza principale del diagramma H-R, il processo di combustione dell'idrogeno è iniziato: il principale combustibile nucleare stellare non è praticamente compresso e le riserve di energia non cambiano più; un cambiamento lento Composizione chimica nelle sue regioni centrali, a causa della conversione dell'idrogeno in elio
La stella entra in uno stato stazionario
Diapositiva 10
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quando l'idrogeno si esaurisce completamente, la stella lascia la sequenza principale nella regione delle giganti o, con masse elevate, delle supergiganti
Giganti e supergiganti
Contenuto
- La nascita delle stelle
- Vita da stella
- Nane bianche e buchi di neutroni
- Buchi neri
- La morte delle stelle
- Introdurre l'azione delle forze gravitazionali nell'Universo, che portano alla formazione delle stelle.
- Considera il processo di evoluzione delle stelle.
- Fornisci il concetto di velocità spaziale delle stelle.
- Descrivere la natura fisica delle stelle.
- Lo spazio è spesso chiamato spazio senz'aria, considerandolo vuoto. Tuttavia non lo è. Nello spazio interstellare sono presenti polveri e gas, principalmente elio e idrogeno, e molto di più quest'ultimo.
- Nell'Universo ci sono persino intere nubi di polvere e gas che possono essere compresse sotto l'influenza della gravità.
- Durante il processo di compressione, parte della nuvola si riscalderà e diventerà più densa.
- Se la massa della sostanza compressa è sufficiente perché al suo interno inizino a verificarsi reazioni nucleari durante il processo di compressione, da una tale nuvola emerge una stella.
- Ogni stella "neonata", a seconda della sua massa iniziale, occupa un certo posto nel diagramma Hertzsprung-Russell - un grafico su un asse su cui è tracciato il colore della stella, e sull'altro - la sua luminosità, ad es. la quantità di energia emessa al secondo.
- L'indice di colore di una stella è legato alla temperatura dei suoi strati superficiali: più bassa è la temperatura, più rossa è la stella e maggiore è il suo indice di colore.
- Durante il processo di evoluzione, le stelle cambiano la loro posizione sul diagramma spettro-luminosità, passando da un gruppo all'altro. La stella trascorre gran parte della sua vita nella Sequenza Principale. A destra e in alto si trovano sia le stelle più giovani che le stelle che sono avanzate molto lungo il loro percorso evolutivo.
- La vita di una stella dipende principalmente dalla sua massa. Secondo i calcoli teorici, la massa di una stella può variare da 0,08 Prima 100 masse solari.
- Maggiore è la massa di una stella, più velocemente brucia l'idrogeno e si possono formare elementi più pesanti durante la fusione termonucleare nelle sue profondità. In uno stadio avanzato dell'evoluzione, quando inizia la combustione dell'elio nella parte centrale della stella, questo lascia la Sequenza Principale, diventando, a seconda della sua massa, una gigante blu o rossa.
- Ma arriva un momento in cui una stella è sull’orlo di una crisi; non riesce più a generare la quantità di energia necessaria per mantenere la pressione interna e resistere alle forze di gravità. Inizia il processo di compressione incontrollabile (collasso).
- Come risultato del collasso si formano stelle di enorme densità (nane bianche). Contemporaneamente alla formazione di un nucleo superdenso, la stella perde il suo guscio esterno, che si trasforma in una nuvola di gas - una nebulosa planetaria e si dissolve gradualmente nello spazio.
- Una stella di massa maggiore può restringersi fino a un raggio di 10 km, trasformandosi in una stella di neutroni. Un cucchiaio di una stella di neutroni pesa 1 miliardo di tonnellate! Lo stadio finale nell'evoluzione di una stella ancora più massiccia è la formazione di un buco nero. La stella si contrae fino a raggiungere una dimensione tale che la seconda velocità di fuga diventa uguale alla velocità della luce. Nell'area di un buco nero, lo spazio è fortemente curvo e il tempo rallenta.
- La formazione di stelle di neutroni e buchi neri è necessariamente associata a una potente esplosione. Nel cielo appare un punto luminoso, luminoso quasi quanto la galassia in cui è divampato. Questa è una "Supernova". Le menzioni trovate nelle antiche cronache sull'apparizione delle stelle più luminose nel cielo non sono altro che la prova di colossali esplosioni cosmiche.
- La stella perde l'intero guscio esterno, che, volando via ad alta velocità, si dissolve senza lasciare traccia nel mezzo interstellare dopo centinaia di migliaia di anni, e prima ancora la osserviamo come una nebulosa di gas in espansione.
- Per i primi 20.000 anni, l'espansione del guscio di gas è accompagnata da potenti emissioni radio. Durante questo periodo, è una sfera di plasma caldo che ha un campo magnetico che trattiene le particelle cariche ad alta energia formate nella Supernova.
- Più tempo è passato dall'esplosione, più debole è l'emissione radio e più bassa è la temperatura del plasma.
L'Universo è composto per il 98% da stelle. Sono anche l'elemento principale della galassia. “Le stelle sono enormi sfere di elio e idrogeno, così come altri gas. La gravità li attira verso l'interno e la pressione del gas caldo li spinge fuori, creando equilibrio. L’energia di una stella è contenuta nel suo nucleo, dove l’elio interagisce con l’idrogeno ogni secondo”.
Il percorso di vita delle stelle è un ciclo completo: nascita, crescita, un periodo di attività relativamente tranquilla, agonia, morte e ricorda il percorso di vita di un singolo organismo. Gli astronomi non sono in grado di tracciare la vita di una stella dall'inizio alla fine. Anche le stelle dalla vita più breve esistono per milioni di anni, più a lungo della vita non solo di una persona, ma di tutta l'umanità. Tuttavia, gli scienziati possono osservare molte stelle in fasi molto diverse del loro sviluppo: appena nate e morenti. Sulla base di numerosi ritratti stellari, si cerca di ricostruire il percorso evolutivo di ciascuna stella e di scriverne la biografia.
Regioni di formazione stellare. Nubi molecolari giganti con masse superiori a 105 volte la massa del Sole (sono meglio conosciute nella Galassia) La Nebulosa Aquila, a 6000 anni luce da noi, un giovane ammasso stellare aperto nella costellazione del Serpente, le aree scure nella nebulosa sono protostelle
Compressione gravitazionale La compressione è una conseguenza dell'instabilità gravitazionale, l'idea di Newton. Successivamente i jeans determinarono la dimensione minima delle nuvole in cui può iniziare la compressione spontanea. C'è un raffreddamento abbastanza efficace del mezzo: l'energia gravitazionale rilasciata va nella radiazione infrarossa che va nello spazio.
Protostella Quando la densità di una nube aumenta, diventa opaca alle radiazioni. La temperatura delle regioni interne comincia a salire. La temperatura nelle viscere di una protostella raggiunge la soglia delle reazioni di fusione termonucleare. La compressione si interrompe per un po'.
La giovane stella è arrivata sulla sequenza principale del diagramma H-R; il processo di combustione dell'idrogeno è iniziato: il principale combustibile nucleare stellare non è praticamente compresso e le riserve di energia non cambiano più; un lento cambiamento nella composizione chimica nella sua parte centrale regioni, causate dalla conversione dell'idrogeno in elio; La stella entra in uno stato stazionario
Massa stellare 
1,4 masse del Sole: le forze di compressione gravitazionale sono elevatissime, la densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3, si libera un'enorme energia - temperatura 10^45 J - esplosione di supernova 10^11 K la maggior parte la stella viene lanciata nello spazio" title=" massa della stella > 1,4 masse solari: le forze di compressione gravitazionali sono molto elevate la densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3 viene rilasciata un'enorme energia - 10^45 J temperatura - 10^11 K Nell'esplosione di una supernova la maggior parte della stella viene espulsa nello spazio" class="link_thumb"> 14 !} massa della stella > 1,4 masse solari: le forze di compressione gravitazionali sono molto elevate la densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3 viene rilasciata un'enorme energia - temperatura di 10^45 J - esplosione di supernova di 10^11 K, la maggior parte della stella viene lanciata nello spazio a una velocità di km/s Flussi di neutrini raffreddano il nucleo della stella - stella di neutroni 1,4 masse del Sole: le forze di compressione gravitazionale sono molto elevate; la densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3; viene rilasciata un'enorme energia – 10^45 J; temperatura – 10^11 K; esplosione di una supernova; la maggior parte della stella è gettata nello spazio"> 1,4 masse del Sole: le forze di compressione gravitazionale sono molto elevate, la densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3, si libera un'enorme energia - temperatura 10^45 J - esplosione di una supernova a 10^11 K, più della stella viene lanciata nello spazio ad una velocità di 1000-5000 km/s, flussi di neutrini raffreddano il nucleo della stella - Stella di neutroni"> 1,4 masse solari: le forze di compressione gravitazionali sono molto elevate; la densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3; viene rilasciata un'enorme energia - 10^45 J; temperatura - 10^11 K; esplosione di supernova; la maggior parte della stella viene lanciata nello spazio" title="(! LANG: massa della stella > 1,4 masse solari: le forze di compressione gravitazionale sono l'altissima densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3 viene rilasciata un'enorme energia - temperatura 10^45 J - esplosione di supernova 10^11 K, la maggior parte della stella viene lanciata nello spazio"> title="massa della stella > 1,4 masse solari: le forze di compressione gravitazionali sono molto elevate la densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3 viene rilasciata un'enorme energia - temperatura di 10^45 J - esplosione di una supernova di 10^11 K, la maggior parte della stella viene lanciata nello spazio"> !}
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Diapositiva 1
Diapositiva 2
Stelle L'universo è composto per il 98% da stelle. Sono anche l'elemento principale della galassia. “Le stelle sono enormi sfere di elio e idrogeno, così come altri gas. La gravità li attira verso l'interno e la pressione del gas caldo li spinge fuori, creando equilibrio. L’energia di una stella è contenuta nel suo nucleo, dove l’elio interagisce con l’idrogeno ogni secondo”.
Diapositiva 3
Vita delle stelle Il percorso di vita delle stelle è un ciclo completo: nascita, crescita, un periodo di attività relativamente tranquilla, agonia, morte e ricorda il percorso di vita di un singolo organismo. Gli astronomi non sono in grado di tracciare la vita di una stella dall'inizio alla fine. Anche le stelle dalla vita più breve esistono per milioni di anni, più a lungo della vita non solo di una persona, ma di tutta l'umanità. Tuttavia, gli scienziati possono osservare molte stelle che si trovano a stadi molto diversi del loro sviluppo: appena nate e morenti. Sulla base di numerosi ritratti stellari, si cerca di ricostruire il percorso evolutivo di ciascuna stella e di scriverne la biografia.
Diapositiva 4
Diapositiva 5
Regioni di formazione stellare Regioni di formazione stellare. Nubi molecolari giganti con masse superiori a 105 volte la massa del Sole (se ne conoscono più di 6.000 nella Galassia) La Nebulosa Aquila, a 6.000 anni luce di distanza, un giovane ammasso stellare aperto nella costellazione del Serpente, aree scure nella nebulosa sono protostelle
Diapositiva 6
La Nebulosa di Orione La Nebulosa di Orione è una nebulosa a emissione luminosa dalla tinta verdastra e si trova al di sotto della Cintura di Orione, è visibile anche ad occhio nudo, a 1300 anni luce di distanza, ed una magnitudine di 33 anni luce
Diapositiva 7
Compressione gravitazionale Compressione gravitazionale La compressione è una conseguenza dell'instabilità gravitazionale, l'idea di Newton. Successivamente i jeans determinarono la dimensione minima delle nuvole in cui può iniziare la compressione spontanea. C'è un raffreddamento abbastanza efficace del mezzo: l'energia gravitazionale rilasciata va nella radiazione infrarossa che va nello spazio.
Diapositiva 8
Protostella Protostella Man mano che la densità delle nubi aumenta, diventa opaca alle radiazioni. La temperatura delle regioni interne comincia a salire. La temperatura nelle viscere di una protostella raggiunge la soglia delle reazioni di fusione termonucleare. La compressione si interrompe per un po'.
Diapositiva 9
La giovane stella ha raggiunto uno stato stazionario sulla sequenza principale del diagramma H-R; il processo di combustione dell'idrogeno - il principale combustibile nucleare stellare - è iniziato; la compressione praticamente non avviene e le riserve di energia non cambiano più; un lento cambiamento nella la composizione chimica nelle sue regioni centrali, causata dalla conversione dell'idrogeno in elio; La stella entra in uno stato stazionario
Diapositiva 10
Diapositiva 11
Giganti e supergiganti Quando l'idrogeno si esaurisce completamente, la stella lascia la sequenza principale nella regione delle giganti o, con grandi masse, delle supergiganti.
Diapositiva 12
Massa stellare di compressione gravitazionale< 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.
Diapositiva 13
Nani Nana bianca in una nuvola di polvere interstellare Due giovani nane nere nella costellazione del Toro
Diapositiva 14
Massa della stella massa della stella > 1,4 masse solari: le forze di compressione gravitazionali sono molto elevate la densità della materia raggiunge un milione di tonnellate per cm3 viene rilasciata un'enorme energia - temperatura di 10^45 J - esplosione di una supernova a 10^11 K, la maggior parte della stella viene lanciata nello spazio ad una velocità di 1000 -5000 km/s flussi di neutrini raffreddano il nucleo della stella - Stella di neutroni
Diapositiva 2
L'Universo è composto per il 98% da stelle. Sono anche l'elemento principale della galassia.
“Le stelle sono enormi sfere di elio e idrogeno, così come altri gas. La gravità li attira dentro e la pressione del gas caldo li spinge fuori, creando equilibrio. L’energia di una stella è contenuta nel suo nucleo, dove l’elio interagisce con l’idrogeno ogni secondo.
Diapositiva 3
Il percorso di vita delle stelle è un ciclo completo: nascita, crescita, un periodo di attività relativamente tranquilla, agonia, morte e ricorda il percorso di vita di un singolo organismo.
Gli astronomi non sono in grado di tracciare la vita di una stella dall'inizio alla fine. Anche le stelle dalla vita più breve esistono per milioni di anni, più a lungo della vita non solo di una persona, ma di tutta l'umanità. Tuttavia, gli scienziati possono osservare molte stelle in fasi molto diverse del loro sviluppo: appena nate e morenti. Sulla base di numerosi ritratti stellari, si cerca di ricostruire il percorso evolutivo di ciascuna stella e di scriverne la biografia.
Diapositiva 4
Diagramma di Hertzsprung-Russell
Diapositiva 5
Regioni di formazione stellare.
Nubi molecolari giganti con masse superiori a 105 masse solari (nella Galassia se ne conoscono più di 6.000)
La Nebulosa Aquila, distante 6.000 anni luce, è un giovane ammasso stellare aperto nella costellazione del Serpente; le aree scure nella nebulosa sono protostelle.
Diapositiva 6
La Nebulosa di Orione è una nebulosa a emissione luminosa dalla tinta verdastra e si trova sotto la Cintura di Orione, visibile anche ad occhio nudo, a 1300 anni luce di distanza, e una magnitudine di 33 anni luce
Diapositiva 7
Compressione gravitazionale
La compressione è una conseguenza dell'instabilità gravitazionale, l'idea di Newton.
Successivamente i jeans determinarono la dimensione minima delle nuvole in cui può iniziare la compressione spontanea.
C'è un raffreddamento abbastanza efficace del mezzo: l'energia gravitazionale rilasciata va nella radiazione infrarossa che va nello spazio.
Diapositiva 8
Protostella
- Man mano che la densità della nube aumenta, diventa opaca alle radiazioni.
- La temperatura delle regioni interne comincia a salire.
- La temperatura nelle viscere di una protostella raggiunge la soglia delle reazioni di fusione termonucleare.
- La compressione si interrompe per un po'.
Diapositiva 9
- una giovane stella è arrivata sulla sequenza principale del diagramma H-R
- è iniziato il processo di combustione dell’idrogeno, il principale combustibile nucleare stellare
- la compressione praticamente non si verifica e le riserve energetiche non cambiano più
- un lento cambiamento nella composizione chimica nelle sue regioni centrali, causato dalla conversione dell'idrogeno in elio
La stella entra in uno stato stazionario
Diapositiva 10
Grafico dell'evoluzione di una tipica stella
Diapositiva 11
quando l'idrogeno si esaurisce completamente, la stella lascia la sequenza principale nella regione delle giganti o, con masse elevate, delle supergiganti
Giganti e supergiganti
Diapositiva 12
- massa stellare< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
- gli elettroni vengono condivisi, formando un gas di elettroni degenere
- la compressione gravitazionale si ferma
- la densità raggiunge diverse tonnellate per cm3
- mantiene ancora T=10^4 K
- si raffredda gradualmente e si contrae lentamente (milioni di anni)
- finalmente rinfrescati e trasformati in NANI NERI
Quando tutto il combustibile nucleare è esaurito, inizia il processo di compressione gravitazionale.
Diapositiva 13
- Nana bianca in una nuvola di polvere interstellare
- Due giovani nane nere nella costellazione del Toro
Diapositiva 14
- massa stellare > 1,4 masse solari:
- le forze di compressione gravitazionale sono molto elevate
- la densità della sostanza raggiunge un milione di tonnellate per cm3
- viene rilasciata un'enorme energia: 10 ^ 45 J
- temperatura – 10^11 K
- esplosione di supernova
- la maggior parte della stella viene lanciata nello spazio ad una velocità di 1000-5000 km/s
- flussi di neutrini raffreddano il nucleo della stella -
Stella di neutroni
