casa → Tecnica Presentazione di astronomia sul tema dell'evoluzione stellare. Argomento della presentazione: La nascita e l'evoluzione delle stelle. Poiché la vita delle stelle è limitata, devono sorgere in un tempo finito. Come potremmo imparare qualcosa su questo processo?

Presentazione di astronomia sul tema dell'evoluzione stellare. Argomento della presentazione: La nascita e l'evoluzione delle stelle. Poiché la vita delle stelle è limitata, devono sorgere in un tempo finito. Come potremmo imparare qualcosa su questo processo?

Origine ed evoluzione delle galassie e delle stelle Regione di formazione stellare - Nebulosa di Orione (M42), Alnitak Alnilam

Modello di formazione stellare Il raggio della parte visibile dell'Universo - la Metagalassia non può superare la distanza percorsa dalla radiazione in un tempo pari all'età dell'Universo - 13,7 ± 2 miliardi di anni secondo i concetti moderni. Di conseguenza, le galassie nate quasi 0,5 miliardi di anni dopo il Big Bang hanno più di 13 miliardi di anni. Le stelle più antiche con un'età superiore a 10 miliardi di anni fanno parte di ammassi stellari globulari (popolazioni di tipo 2 con un basso contenuto di elementi più pesanti dell'He). Molto probabilmente si sono formati contemporaneamente alle galassie. Ammasso globulare M80 nella costellazione dello Scorpione a 8280 pc.

Età dell'Universo e delle galassie a) L'età della nostra Galassia è di 13,7 miliardi di anni (precisione 1%). b) L'Universo è costituito da - 4% di atomi di materia visibile; - il 23% è occupato da materia oscura; - il restante 73% è la misteriosa “antigravità” (energia oscura), che causa l'espansione dell'Universo. Le galassie iniziarono a formarsi 100 milioni di anni dopo il Big Bang e nei successivi 3-5 miliardi di anni si formarono e si raggrupparono in ammassi. Pertanto, l'età delle galassie ellittiche più antiche è di circa 14 miliardi di anni. Le prime stelle compaiono 1 milione di anni dopo il Big Bang, quindi devono esserci stelle con un'età di circa 14 miliardi di anni. Il 30 giugno 2001, l'apparato astronomico della NASA "MAP" (Microwave Anisotropy Probe), del peso di 840 kg e del costo di 145 milioni di dollari, è stato lanciato da Cape Canaveral e il 1° ottobre 2001 ha raggiunto il punto di librazione L2 (equilibrio gravitazionale tra Sole, Terra e Luna), situato a 1,5 milioni di chilometri dalla Terra. Lo scopo della navicella spaziale è creare un'immagine tridimensionale dell'esplosione e osservare un'epoca in cui le stelle e le galassie non erano ancora sorte. WMAP: 1 pesi di bilanciamento del sistema di stabilizzazione di precisione, 2 sensori del sistema di navigazione, 3 unità elettroniche di ricezione, 4 guide d'onda, 5 antenne omnidirezionali, 6 specchi 1,4*1,6 m, riflettore 7 secondi, 8 raffreddamento, Piattaforma a 9 supporti, 10 componenti elettronici, 11 schermi da luce del sole. Utilizzando la navicella spaziale WMAP della NASA, che raccoglie informazioni sulla radiazione di fondo a microonde, nel 2006 è stato stabilito:

Storia breve sviluppo dell'Universo TempoTemperaturaStato dell'Universo secPiù KEspansione inflazionistica secPiù KApparizione di quark ed elettroni sec10 12 KFormazione di protoni e neutroni sec - 3 min KFormazione di nuclei di deuterio, elio e litio 400 mila anni4000 KFormazione di atomi 15 milioni di anni300 KContinuazione dell'espansione dell'Universo nuvola di gas 1 miliardo di anni 20 KPer la nascita delle prime stelle e galassie 3 miliardi di anni 10 K Formazione di nuclei pesanti durante le esplosioni di stelle miliardi di anni 3 KEmersione di pianeti e vita intelligente anni 10 -2 K Terminazione del processo di nascita delle stelle anni KEsaurimento dell'energia di tutte le stelle anni -20 K Evaporazione dei buchi neri e nascita delle particelle elementari anni KCompletamento dell'evaporazione di tutti i buchi neri

Formazione delle stelle Le stelle si formano sempre in gruppi (ammassi) a causa dell'instabilità gravitazionale in nubi molecolari fredde (T=10K) e dense con una massa di almeno 2000 M. OGM con una massa superiore a 10 5 M (più se ne conoscono più di 6000) contengono fino al 90% del gas molecolare totale della Galassia. Un accumulo di gas freddo e polvere – globulo B68 (catalogo Barnard), un frammento di OGM. La massa del globulo può raggiungere i 100 M. La compressione è facilitata dalle onde d'urto durante l'espansione dei resti di supernova, dalle onde di densità a spirale e dal vento stellare proveniente dalle calde stelle OB. La temperatura della materia durante la transizione dalle nuvole molecolari attraverso la frammentazione delle nuvole (la comparsa di globi) alle stelle aumenta di milioni di volte e la densità di volte. Lo stadio di sviluppo di una stella, caratterizzato da compressione e non ancora dotata di fonti di energia termonucleare, è chiamato protostella (dal greco protos “prima”).

Evoluzione delle stelle di tipo solare Nella protostella in formazione, il nucleo attira tutta, o quasi, la materia, si contrae e quando la temperatura all'interno supera i 10 milioni di K inizia il processo di combustione dell'idrogeno (reazione termonucleare). Per le stelle con M sono trascorsi 60 milioni di anni dall'inizio. Nella sequenza principale, la fase più lunga della vita, le stelle di tipo solare hanno 9-10 miliardi di anni. Nello strato adiacente al nucleo, di regola, rimane l'idrogeno, riprendono le reazioni protone-protone, la pressione nel guscio aumenta in modo significativo e gli strati esterni della stella aumentano bruscamente di dimensioni - la stella si sposta a destra - nel regione delle giganti rosse, aumentando di dimensioni di circa 50 volte. Alla fine della sua vita, dopo lo stadio di gigante rossa, la stella si contrae, trasformandosi in una nana bianca, perde il suo involucro (fino al 30% della sua massa) sotto forma di nebulosa planetaria. La nana bianca continua a brillare debolmente per molto tempo finché il suo calore non si esaurisce completamente e si trasforma in nero morto nano. Dopo che la stella avrà esaurito l'idrogeno contenuto nella parte centrale, il nucleo di elio inizierà a contrarsi, la sua temperatura aumenterà così tanto che inizieranno reazioni con un grande rilascio di energia (a temperatura K inizia la combustione dell'elio - è un decimo di il tempo della combustione dell'H).

Evoluzione delle stelle massicce Sono ormai noti due fattori principali che portano alla perdita di stabilità e al collasso: = a temperature di 5–10 miliardi di K inizia la fotodissociazione dei nuclei di ferro - la “dissociazione” dei nuclei di ferro in 13 particelle alfa con l'assorbimento di fotoni : 56 Fe + ? > 13 4 He + 4n, = a temperature più elevate – dissociazione dell'elio 4 He > 2n + 2p e neutronizzazione della sostanza (cattura di elettroni da parte di protoni con formazione di neutroni). Lo spargimento del guscio della stella si spiega con l'interazione dei neutrini con la materia. Il decadimento dei nuclei richiede un dispendio energetico significativo, la sostanza perde la sua elasticità, il nucleo si contrae e la temperatura aumenta, ma non così rapidamente da arrestare la compressione. La maggior parte dell'energia rilasciata durante la compressione viene trasportata dai neutrini. Come risultato della neutronizzazione della materia e della dissociazione dei nuclei, una stella esplode verso l'interno: implosione. La materia della regione centrale della stella cade verso il centro alla velocità della caduta libera, attirando via via strati della stella sempre più distanti dal centro. Il collasso iniziato può essere fermato dall'elasticità di una sostanza che ha raggiunto la densità nucleare ed è costituita principalmente da neutroni degeneri (neutroni liquidi). In questo caso si forma una stella di neutroni. Il guscio della stella acquista un'enorme quantità di moto e viene lanciato nello spazio interstellare a velocità fino a km/s. Durante il collasso dei nuclei delle stelle più massicce con una massa superiore a 30 masse solari, implosione del nucleo, apparentemente, porta alla formazione di un buco nero. Nelle stelle con masse superiori a 10 M, le reazioni termonucleari avvengono in condizioni non degenerate fino alla formazione degli elementi più stabili del picco del ferro (Fig). La massa del nucleo in evoluzione dipende debolmente dalla massa totale della stella ed è compresa tra 2 e 2,5 M. 13 4 He + 4n, = a temperature più elevate – dissociazione dell'elio 4 He > 2n + 2p e neutronizzazione della sostanza (cattura di elettroni da parte di protoni con formazione di neutroni). Lo spargimento del guscio della stella si spiega con l'interazione dei neutrini con la materia. Il decadimento dei nuclei richiede un dispendio energetico significativo, la sostanza perde la sua elasticità, il nucleo si contrae e la temperatura aumenta, ma non così rapidamente da arrestare la compressione. La maggior parte dell'energia rilasciata durante la compressione viene trasportata dai neutrini. Come risultato della neutronizzazione della materia e della dissociazione dei nuclei, una stella esplode verso l'interno: implosione. La materia della regione centrale della stella cade verso il centro alla velocità della caduta libera, attirando via via strati della stella sempre più distanti dal centro. Il collasso iniziato può essere fermato dall'elasticità di una sostanza che ha raggiunto la densità nucleare ed è costituita principalmente da neutroni degeneri (neutroni liquidi). In questo caso si forma una stella di neutroni. Il guscio della stella acquista un'enorme quantità di moto e viene lanciato nello spazio interstellare a velocità fino a 10.000 km/s. Durante il collasso dei nuclei delle stelle più massicce con una massa superiore a 30 masse solari, l'implosione del nucleo porta apparentemente alla formazione di un buco nero. Nelle stelle con masse superiori a 10 M, le reazioni termonucleari avvengono in condizioni non degenerate fino alla formazione degli elementi più stabili del picco del ferro (Fig). La massa del nucleo in evoluzione dipende debolmente dalla massa totale della stella ed è compresa tra 2 e 2,5 M.">
L'ultimo stadio dell'evoluzione stellare è la Nebulosa del Granchio, il resto gassoso di una supernova con collasso del nucleo, la cui esplosione fu osservata nel 1054. Al centro c'è una stella di neutroni che emette particelle che fanno brillare il gas (blu). I filamenti esterni sono composti principalmente da idrogeno ed elio provenienti dalla stella massiccia distrutta. NGC 6543, regione interna della Nebulosa Occhio di Gatto, immagine in falsi colori (Hα rosso; ossigeno neutro blu, 630 nm; azoto ionizzato verde, nm). Le nebulose planetarie si formano quando gli strati esterni (gusci) delle giganti rosse e delle supergiganti con una massa di 2,58 solare vengono liberati nella fase finale della loro evoluzione. Figura: Un disco di accrescimento di plasma caldo in orbita attorno a un buco nero.

Nel cielo stellato, insieme alle stelle, ci sono nuvole costituite da particelle di gas e polvere (idrogeno). Alcuni di essi sono così densi che iniziano a restringersi sotto l'influenza dell'attrazione gravitazionale. Quando il gas viene compresso, si riscalda e inizia a emettere raggi infrarossi. In questa fase, la stella è chiamata PROTOSTAR: quando la temperatura nelle viscere della protostella raggiunge i 10 milioni di gradi, inizia la reazione termonucleare di conversione dell'idrogeno in elio e la protostella si trasforma in una normale stella che emette luce. Le stelle di medie dimensioni come il Sole durano in media 10 miliardi di anni. Si ritiene che il Sole sia ancora su di esso poiché è nel mezzo del suo ciclo di vita.

Tutto l'idrogeno viene convertito in elio durante una reazione termonucleare, formando uno strato di elio. Se la temperatura nello strato di elio è inferiore a 100 milioni di Kelvin, non si verifica alcuna ulteriore reazione termonucleare di conversione dei nuclei di elio in nuclei di azoto e carbonio; la reazione termonucleare non avviene nel centro della stella, ma solo nello strato di idrogeno adiacente alla stella. lo strato di elio, mentre la temperatura all'interno della stella aumenta gradualmente. Quando la temperatura raggiunge i 100 milioni di Kelvin, nel nucleo di elio inizia una reazione termonucleare, con i nuclei di elio che si trasformano in nuclei di carbonio, azoto e ossigeno. La luminosità e le dimensioni della stella aumentano e una stella normale diventa una gigante rossa o supergigante. L'involucro circumstellare di stelle la cui massa non supera 1,2 masse solari si espande gradualmente e alla fine si stacca dal nucleo, e la stella si trasforma in una nana bianca, che gradualmente si raffredda e svanisce. Se la massa di una stella è circa il doppio della massa del Sole, tali stelle diventano instabili alla fine della loro vita ed esplodono, diventano supernove e quindi si trasformano in stelle di neutroni o in un buco nero.

Alla fine della sua vita, la gigante rossa si trasforma in una nana bianca. Una nana bianca è il nucleo super denso di una gigante rossa, costituito da elio, azoto, ossigeno, carbonio e ferro. La nana bianca è altamente compressa. Il suo raggio è di circa 5000 km, cioè ha approssimativamente la stessa dimensione della nostra Terra. Inoltre, la sua densità è di circa 4 × 10 6 g/cm 3, cioè una sostanza del genere pesa quattro milioni in più dell'acqua sulla Terra. La temperatura sulla sua superficie è di 10000K. La nana bianca si raffredda molto lentamente e resta in vita fino alla fine del mondo.

Una supernova è una stella alla fine della sua evoluzione a causa del collasso gravitazionale. La formazione di una supernova pone fine all'esistenza di stelle con una massa superiore a 8-10 masse solari. Nel luogo dell'esplosione di una supernova gigante, rimane una stella di neutroni o un buco nero, e attorno a questi oggetti si osservano per qualche tempo i resti dei gusci della stella esplosa. L'esplosione di una supernova nella nostra Galassia è un fenomeno piuttosto raro. In media, ciò accade una o due volte ogni cento anni, quindi è molto difficile cogliere il momento in cui una stella emette energia nello spazio e in quel momento divampa come miliardi di stelle.

Le forze estreme generate dalla formazione di una stella di neutroni comprimono così tanto gli atomi che gli elettroni schiacciati nei nuclei si combinano con i protoni per formare neutroni. Nasce così una stella, costituita quasi interamente da neutroni. Il liquido nucleare superdenso, se portato sulla Terra, esploderebbe come una bomba nucleare, ma in una stella di neutroni è stabile a causa dell’enorme pressione gravitazionale. Tuttavia, negli strati esterni di una stella di neutroni (come, del resto, di tutte le stelle), la pressione e la temperatura diminuiscono, formando una crosta solida spessa circa un chilometro. Si ritiene che sia costituito principalmente da nuclei di ferro.

Buchi neri Secondo la nostra attuale comprensione dell'evoluzione delle stelle, quando una stella con una massa superiore a circa 30 masse solari muore in un'esplosione di supernova, il suo guscio esterno si disperde e gli strati interni collassano rapidamente verso il centro e formano un buco nero in il luogo della stella che ha esaurito le sue riserve di carburante. Un buco nero di questa origine isolato nello spazio interstellare è quasi impossibile da rilevare, poiché si trova in un vuoto rarefatto e non si manifesta in alcun modo in termini di interazioni gravitazionali. Tuttavia, se un tale buco fosse parte di un sistema stellare binario (due stelle calde che orbitano attorno al loro centro di massa), il buco nero eserciterebbe comunque un'influenza gravitazionale sulla sua coppia di stelle. , la materia è “viva” "Le stelle inevitabilmente "fluiranno" in direzione del buco nero. Avvicinandosi al confine fatale, la sostanza risucchiata nell'imbuto del buco nero diventerà inevitabilmente più densa e riscaldata a causa della maggiore frequenza di collisioni tra le particelle assorbite dal buco, fino a riscaldarsi all'energia della radiazione ondulatoria nell'X- portata dei raggi. Gli astronomi possono misurare la periodicità dei cambiamenti nell'intensità della radiazione di raggi X di questo tipo e calcolare, confrontandola con altri dati disponibili, la massa approssimativa dell'oggetto che “attira” la materia verso di sé. Se la massa di un oggetto supera il limite di Chandrasekhar (1,4 masse solari), questo oggetto non può essere una nana bianca, nella quale la nostra stella è destinata a degenerare. Nella maggior parte delle osservazioni identificate di tali stelle binarie a raggi X, l'oggetto massiccio è una stella di neutroni. Tuttavia, si sono già verificati più di una dozzina di casi in cui l’unica spiegazione ragionevole è la presenza di un buco nero in un sistema stellare binario.

Durante le reazioni termonucleari che avvengono nelle profondità di una stella per quasi tutta la sua vita, l'idrogeno viene convertito in elio. Dopo che una parte significativa dell'idrogeno si è trasformata in elio, la temperatura al suo centro aumenta. Quando la temperatura aumenta fino a circa 200 ppm, l’elio diventa un combustibile nucleare, che poi si trasforma in ossigeno e neon. La temperatura al centro della stella aumenta gradualmente fino a 300 milioni di K. Ma anche a temperature così elevate, l'ossigeno e il neon sono abbastanza stabili e non entrano nelle reazioni nucleari. Tuttavia, dopo un po 'la temperatura raddoppia, ora è pari a 600 milioni di K. E poi il neon diventa combustibile nucleare, che nel corso delle reazioni si trasforma in magnesio e silicio. La formazione del magnesio è accompagnata dal rilascio di neutroni liberi. I neutroni liberi, reagendo con questi metalli, creano atomi di metalli più pesanti - fino all'uranio - il più pesante degli elementi naturali.

Ma ora tutto il neon del nucleo è esaurito. Il nucleo comincia a contrarsi e ancora una volta la compressione è accompagnata da un aumento della temperatura. La fase successiva inizia quando ogni due atomi di ossigeno si combinano per dare origine a un atomo di silicio e a un atomo di elio. Gli atomi di silicio si combinano a coppie per formare atomi di nichel, che presto si trasformano in atomi di ferro. Le reazioni nucleari, accompagnate dall'emergere di nuovi elementi chimici, coinvolgono non solo i neutroni, ma anche i protoni e gli atomi di elio. Compaiono elementi come zolfo, alluminio, calcio, argon, fosforo, cloro e potassio. A temperature di 2-5 miliardi di K nascono titanio, vanadio, cromo, ferro, cobalto, zinco, ecc.. Ma tra tutti questi elementi il ferro è il più rappresentato.

al suo struttura interna la stella ora assomiglia a una cipolla, ogni strato è riempito prevalentemente con un elemento. Con la formazione del ferro, la stella è sull'orlo di una drammatica esplosione. Le reazioni nucleari che si verificano nel nucleo ferroso di una stella portano alla conversione dei protoni in neutroni. In questo caso vengono emessi flussi di neutrini che trasportano con sé una quantità significativa di energia della stella nello spazio. Se la temperatura nel nucleo della stella è elevata, queste perdite di energia possono avere gravi conseguenze, poiché portano ad una diminuzione della pressione di radiazione necessaria per mantenere la stabilità della stella. E di conseguenza entrano di nuovo in gioco le forze gravitazionali, progettate per fornire alla stella l'energia necessaria. Le forze gravitazionali comprimono la stella sempre più velocemente, reintegrando l'energia portata via dal neutrino.

Come prima, la compressione della stella è accompagnata da un aumento della temperatura, che alla fine raggiunge i 4-5 miliardi di K. Ora gli eventi si stanno sviluppando in modo leggermente diverso. Il nucleo, costituito da elementi del gruppo del ferro, subisce gravi cambiamenti: gli elementi di questo gruppo non reagiscono più per formare elementi più pesanti, ma decadono in elio, emettendo un colossale flusso di neutroni. La maggior parte di questi neutroni vengono catturati dal materiale negli strati esterni della stella e partecipano alla creazione di elementi pesanti. In questa fase, la stella raggiunge uno stato critico. Quando furono creati gli elementi chimici pesanti, l'energia fu rilasciata come risultato della fusione dei nuclei leggeri. Pertanto, la stella ne ha rilasciato enormi quantità nel corso di centinaia di milioni di anni. Ora i prodotti finali delle reazioni nucleari decadono nuovamente, formando elio: la stella è costretta a ricostituire l'energia precedentemente persa

Betelgeuse (dall'arabo: “Casa dei Gemelli”), la supergigante rossa della costellazione di Orione, si prepara ad esplodere. Una delle stelle più grandi conosciute dagli astronomi. Se fosse posizionato al posto del Sole, con la dimensione minima riempirebbe l'orbita di Marte e con la dimensione massima raggiungerebbe l'orbita di Giove. Il volume di Betelgeuse è quasi 160 milioni di volte quello del Sole. Ed è uno dei più luminosi: la sua luminosità è volte maggiore di quella del sole. La sua età è, secondo gli standard cosmici, di soli 10 milioni di anni e questo gigantesco spazio rovente, "Chernobyl", è già sull'orlo dell'esplosione. La gigante rossa ha già cominciato ad agonizzare e a diminuire di dimensioni. Durante l'osservazione dal 1993 al 2009, il diametro della stella è diminuito del 15% e ora si sta semplicemente restringendo davanti ai nostri occhi. Gli astronomi della NASA promettono che la mostruosa esplosione aumenterà la luminosità della stella migliaia di volte. Ma a causa della grande distanza di anni luce da noi, il disastro non influenzerà in alcun modo il nostro pianeta. Il risultato dell'esplosione sarà la formazione di una supernova.

Come apparirà questo raro evento da terra? All'improvviso nel cielo lampeggerà una stella molto luminosa. Uno spettacolo spaziale del genere durerà circa sei settimane, il che significa più di un mese e mezzo di “notti bianche” in alcune parti del pianeta, altre persone potranno godersi da due a tre ulteriori ore ore diurne e la straordinaria vista di una stella che esplode di notte. Due o tre settimane dopo l'esplosione, la stella inizierà a svanire e dopo alcuni anni si trasformerà finalmente in una nebulosa di tipo Granchio per un osservatore terrestre. Ebbene, le onde di particelle cariche dopo l'esplosione raggiungeranno la Terra tra qualche secolo e gli abitanti della Terra riceveranno una piccola dose (4-5 ordini di grandezza inferiore a quella letale) di radiazioni ionizzanti. Ma non c'è bisogno di preoccuparsi in ogni caso - come dicono gli scienziati, non esiste alcuna minaccia per la Terra e i suoi abitanti, ma un evento del genere è unico in sé - l'ultima prova dell'osservazione di un'esplosione di supernova sulla Terra risale al 1054.

Cugina Sophia e Shevyako Anna

L'astronomia come materia è stata rimossa dal curriculum scolastico. Tuttavia, nella fisica dell'undicesimo grado secondo il programma degli standard educativi statali federali c'è un capitolo "Struttura dell'universo". Questo capitolo contiene lezioni sulle "Caratteristiche fisiche delle stelle" e sull'"Evoluzione delle stelle". Questa presentazione, fatta dagli studenti, costituisce materiale aggiuntivo per queste lezioni. Il lavoro è stato svolto esteticamente, in modo colorato, con competenza e il materiale in esso proposto va oltre lo scopo del programma.

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Didascalie delle diapositive:

La nascita e l'evoluzione delle stelle Il lavoro è stato svolto dagli studenti dell'11° grado “L” della MBOU “Secondary School No. 37” di Kemerovo, Kuzina Sofya e Shevyako Anna. Responsabile: Olga Vladimirovna Shinkorenko, insegnante di fisica.

Nascita di una stella Lo spazio viene spesso chiamato spazio senz'aria, credendolo 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.

Nascita di una stella Durante il processo di compressione, parte della nube diventerà più densa man mano che si riscalda. 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.

Nascita di una stella Ogni stella "neonata", a seconda della sua massa iniziale, occupa un certo posto nel diagramma Hertzsprung-Russell - un grafico su un asse di cui è tracciato il colore della stella, e sull'altro - la sua luminosità, cioè. 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.

Vita di una stella Durante il processo di evoluzione, le stelle cambiano la loro posizione sul diagramma spettro-luminosità, passando da un gruppo all'altro. Maggior parte La stella trascorre la 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.

Vita di una stella La durata della vita di una stella dipende principalmente dalla sua massa. Secondo i calcoli teorici, la massa di una stella può variare da 0,08 a 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.

Vita di una stella 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 vita di una stella 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.

Morte di una stella 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.

Esempi di stelle Galassia nella costellazione dell'Orsa Maggiore dell'Orsa Maggiore

Esempi delle principali costellazioni di Andromeda

Letteratura usata Karpenkov S. Kh. Concetti scienza naturale moderna. - M., 1997. Shklovsky I. S. Stelle: la loro nascita, vita e morte. - M.: Nauka, Redazione principale della letteratura fisica e matematica, 1984. - 384 p. Vladimir Surdin Come nascono le stelle - Rubrica “Planetario”, Il giro del mondo, n. 2 (2809), febbraio 2008 Karpenkov S. Kh. Concetti di base delle scienze naturali. - M., 1998. Novikov I. D. Evoluzione dell'universo. - M., 1990. Rovinsky R. E. L'universo in via di sviluppo. - M., 1995.

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Contenuto

La nascita delle stelle
Vita da stella
Nane bianche e buchi di neutroni
Buchi neri
La morte delle stelle

Traguardi e obbiettivi

Introdurre l'azione delle forze gravitazionali nell'Universo, che portano alla formazione delle stelle.
Considera il processo di evoluzione delle stelle.
Dacci un'idea velocità spaziale stelle
Descrivere la natura fisica delle stelle.

È nata una stella

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.

È nata una stella

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.

È nata 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.

Vita da stella

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.

Vita da stella

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.

Vita da stella

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 contrarsi 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.

Vita da stella

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.

Morte di una stella

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.

Presentazione
Argomento: La nascita e l'evoluzione delle stelle
Rodkina L.R.
Professore Associato, Dipartimento di Elettronica, IIBS
VGUES, 2009

La nascita delle stelle
Vita da stella
Nane bianche e buchi di neutroni
Buchi neri
La morte delle stelle

Traguardi e obbiettivi

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.

È nata una stella

Vita da stella

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.

Vita da stella

Morte di una stella

Bibliografia:

Shklovsky I. S. Stelle: la loro nascita, vita e morte. - M.: Nauka, Redazione principale della letteratura fisica e matematica, 1984. - 384 p.
Vladimir Surdin Come nascono le stelle - Rubrica “Planetario”, Il giro del mondo, n. 2 (2809), febbraio 2008

Domande di controllo

Da dove vengono le stelle?
Come nascono?
Poiché la vita delle stelle è limitata, devono sorgere in un tempo finito. Come potremmo imparare qualcosa su questo processo?
È possibile vedere le stelle che si formano nel cielo?
Stiamo assistendo alla loro nascita?