il principale → Attrezzature Presentazione di astronomia sull'evoluzione delle stelle. Argomento della presentazione: la nascita e l'evoluzione delle stelle. Poiché la vita delle stelle è limitata, devono apparire in un tempo finito. Come possiamo imparare qualcosa su questo processo

Presentazione di astronomia sull'evoluzione delle stelle. Argomento della presentazione: la nascita e l'evoluzione delle stelle. Poiché la vita delle stelle è limitata, devono apparire in un tempo finito. Come possiamo imparare qualcosa su questo processo

Origine ed evoluzione di galassie e 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 vecchie con un'età di oltre 10 miliardi di anni fanno parte di ammassi stellari globulari (la popolazione del 2 ° tipo con un basso contenuto di elementi è più pesante di He). Molto probabilmente si sono formati contemporaneamente alle galassie. Ammasso stellare globulare M80 nella costellazione dello Scorpione a 8280 pz.

Età dell'Universo e delle galassie a) L'età della nostra Galassia è di 13,7 miliardi di anni (precisione dell'1%). b) l'Universo è costituito da - 4% di atomi di materia visibile; - il 23% è occupato dalla materia oscura; - il restante 73% è una misteriosa "antigravità" (energia oscura), che spinge l'universo ad espandersi. 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. Di conseguenza, 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 dovrebbero esserci stelle con un'età di circa 14 miliardi di anni. Il 30 giugno 2001, l'apparato astronomico MAP (Microwave Anisotropy Probe) della NASA con una massa di 840 kg e un 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), situata a 1,5 milioni di chilometri dalla Terra. Lo scopo della sonda è quello di comporre un'immagine tridimensionale dell'esplosione e guardare a un momento in cui le stelle e le galassie non erano ancora apparse. WMAP: 1 pesi di bilanciamento del sistema di stabilizzazione di precisione, 2 sensori di navigazione, 3 ricevitori elettronici, 4 guide d'onda, 5 antenne omnidirezionali, 6 specchi 1,4 * 1,6 m, riflettore 7 secondi, 8 raffreddamento, 9 piattaforma di montaggio, 10 componenti elettronici, 11 schermi dalla luce solare. Con l'aiuto della sonda 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 di K Espansione inflazionistica secPiù di K La comparsa di quark ed elettroni sec10 12 K La formazione di protoni e neutroni sec - 3 min K La formazione di nuclei di deuterio, elio e litio 400 mila anni4000 K La formazione di atomi 15 milioni di anni 300 K La continuazione dei primi anni di espansione 20 K La formazione di una nuvola di gas 1 miliardo e galassie 3 miliardi di anni 10 K Formazione di nuclei pesanti durante le esplosioni di stelle miliardi di anni 3 K Aspetto di pianeti e vita intelligente anni 10-2 K Termine del processo di nascita delle stelle anni K Esaurimento dell'energia di tutte le stelle anni -20 K Evaporazione dei buchi neri e creazione di particelle elementari anni K Completamento dell'evaporazione di tutti i buchi neri

Formazione stellare Le stelle si formano sempre in gruppi (ammassi) a causa dell'instabilità gravitazionale al freddo (T \u003d 10K) e nuvole molecolari dense con una massa di almeno 2000 M. OGM con una massa superiore a 6000 sono noti) contengono fino al 90% del gas molecolare totale della Galassia ... Accumulo di gas freddo e polvere - globulo B68 (catalogo di Barnard), frammento di OGM. La massa del globulo può raggiungere fino a 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 delle stelle OB calde. La temperatura della materia nella transizione dalle nuvole molecolari attraverso la frammentazione delle nuvole (l'aspetto dei globi) alle stelle aumenta di un fattore milioni e la densità aumenta di un fattore. Lo stadio di sviluppo di una stella, caratterizzato dalla contrazione e non ancora dotato di fonti di energia termonucleare, è chiamato protostella (greco protos "primo").

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

Evoluzione di stelle massicce Sono ora noti due fattori principali che portano alla perdita di stabilità e al collasso: \u003d a temperature di 5-10 miliardi di K, inizia la fotodissociazione dei nuclei di ferro - la "rottura" dei nuclei di ferro in 13 particelle alfa con assorbimento di fotoni : 56 Fe +? \u003e 13 4 He + 4n, \u003d a temperature più elevate - dissociazione dell'elio 4 He\u003e 2n + 2p e neutronizzazione della materia (cattura di elettroni da parte di protoni con formazione di neutroni). L'espulsione del guscio stellare è spiegata dall'interazione dei neutrini con la materia. La disgregazione dei nuclei richiede un notevole dispendio di energia, la sostanza perde la sua elasticità, il nucleo si contrae, la temperatura sale, ma non così velocemente da sospendere 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, si verifica una sorta di esplosione della stella verso l'interno: l'implosione. La materia nella regione centrale della stella cade verso il centro con la velocità della caduta libera, attirando successivamente sempre più strati della stella più lontani 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 degenerati (neutron liquid). Questo forma una stella di neutroni. L'involucro della stella acquista un enorme slancio e viene proiettato nello spazio interstellare a velocità fino a km / s. Con il collasso dei nuclei delle stelle più massicce con una massa di oltre 30 masse solari, l'implosione del nucleo, apparentemente, porta alla formazione di un buco nero. Nelle stelle con massa superiore a 10 M, le reazioni termonucleari avvengono in condizioni non degeneri fino alla formazione degli elementi più stabili del picco di 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, \u003d a temperature più elevate - dissociazione dell'elio 4 He\u003e 2n + 2p e neutronizzazione della materia (cattura di elettroni da parte di protoni con formazione di neutroni). L'espulsione del guscio stellare è spiegata dall'interazione dei neutrini con la materia. La disgregazione dei nuclei richiede un notevole dispendio di energia, la sostanza perde la sua elasticità, il nucleo si contrae, la temperatura sale, ma non così velocemente da sospendere 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, si verifica una sorta di esplosione della stella verso l'interno: l'implosione. La materia nella regione centrale della stella cade verso il centro con la velocità della caduta libera, attirando successivamente sempre più strati della stella più lontani 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 degenerati (neutron liquid). Questo forma una stella di neutroni. L'involucro della stella acquisisce un enorme slancio e viene lanciato nello spazio interstellare a una velocità fino a 10.000 km / s. Con il collasso dei nuclei delle stelle più massicce con una massa di oltre 30 masse solari, l'implosione del nucleo, a quanto pare, porta alla formazione di un buco nero. Nelle stelle con massa superiore a 10 M, le reazioni termonucleari avvengono in condizioni non degenerate fino alla formazione degli elementi più stabili del picco di ferro (Fig). La massa del nucleo in evoluzione dipende debolmente dalla massa totale della stella ed è 2–2,5 M. "\u003e
L'ultimo stadio dell'evoluzione stellare, la Nebulosa del Granchio è un residuo gassoso di una supernova che collassa dal nucleo la cui esplosione è stata 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 da una stella massiccia distrutta. NGC 6543, Nebulosa Occhio di Gatto, Regione Interna, pseudo colore (Hα rosso; ossigeno neutro blu, 630 nm; azoto ionizzato verde, nm). Le nebulose planetarie si formano quando gli strati esterni (gusci) di giganti rosse e supergiganti con una massa di 2,58 solari vengono espulsi nella fase finale della loro evoluzione. Figura: 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 loro sono così densi che iniziano a ridursi sotto l'influenza delle forze gravitazionali. Quando si contrae, il gas si riscalda e inizia a emettere raggi infrarossi. In questa fase, la stella si chiama PROTOSTAR Quando la temperatura all'interno della protostella raggiunge i 10 milioni di gradi, inizia una 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 hanno una media di 10 miliardi di anni di luce. Si ritiene che il Sole sia ancora su di esso, poiché si trova nel mezzo del suo ciclo vitale.

Tutto l'idrogeno nel corso di una reazione termonucleare si trasforma in elio, si forma uno strato di elio. Se la temperatura nello strato di elio è inferiore a 100 milioni di Kelvin, non si verifica un'ulteriore reazione termonucleare della trasformazione dei nuclei di elio in nuclei di azoto e carbonio, la reazione termonucleare non si verifica al centro della stella, ma solo nel strato di idrogeno adiacente allo strato di elio, mentre la temperatura all'interno della stella aumenta gradualmente ... Quando la temperatura raggiunge i 100 milioni di Kelvin, inizia una reazione termonucleare nel nucleo di elio, mentre i nuclei di elio vengono convertiti in nuclei di carbonio, azoto e ossigeno. La luminosità e le dimensioni della stella aumentano, una stella normale diventa una gigante rossa o una supergigante. L'involucro circumstellare delle stelle, la cui massa non è più di 1,2 volte la massa del Sole, 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, allora tali stelle alla fine della loro vita diventano instabili ed esplodono, diventano supernove e poi si trasformano in stelle di neutroni o in un buco nero.

Alla fine della sua vita, il gigante rosso si trasforma in una nana bianca. La nana bianca è il nucleo superdenso della gigante rossa, composto da elio, azoto, ossigeno, carbonio e ferro. La nana bianca è altamente compressa. Il suo raggio è di circa 5000 km, cioè è approssimativamente uguale alla dimensione della nostra Terra. Inoltre, la sua densità è di circa 4 × 10 6 g / cm 3, cioè una tale sostanza 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 rimane in vita fino alla fine del mondo.

Una stella è chiamata supernova al momento della sua evoluzione nel corso del collasso gravitazionale. L'esistenza di stelle con una massa superiore a 8-10 masse solari termina con la formazione di una supernova. Nel sito di un'esplosione di una supernova gigante, rimane una stella di neutroni o un buco nero e intorno 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, questo accade una o due volte in cento anni, quindi è molto difficile cogliere il momento in cui una stella emette energia nello spazio e divampa in quel secondo come miliardi di stelle.

Le forze estreme che sorgono durante la formazione di una stella di neutroni comprimono gli atomi in modo tale che gli elettroni premuti nei nuclei si combinano con i protoni per formare neutroni. Nasce così una stella, quasi interamente composta da neutroni. Un liquido nucleare superdenso, se portato sulla Terra, esploderebbe come una bomba nucleare, ma in una stella di neutroni è stabile a causa della tremenda pressione gravitazionale. Tuttavia, negli strati esterni di una stella di neutroni (come, in effetti, di tutte le stelle), la pressione e la temperatura diminuiscono, formando una solida crosta spessa circa un chilometro. Si ritiene che sia composto 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 i suoi strati interni collassano rapidamente verso il centro e formano un buco nero luogo della stella che ha esaurito le sue riserve di carburante. È quasi impossibile rilevare un buco nero di questa origine isolato nello spazio interstellare, poiché si trova in un vuoto rarefatto e non si manifesta in alcun modo in termini di interazioni gravitazionali. Tuttavia, se un tale buco faceva parte di un sistema stellare binario (due stelle calde che orbitano intorno al loro centro di massa), il buco nero continuerà ad esercitare un effetto gravitazionale sulla sua stella accoppiata Evoluzione delle stelle In un sistema binario con un nero buco, la materia è "vivente" Le stelle inevitabilmente "fluiranno" nella direzione del buco nero. Quando ci si avvicina al confine fatale, la sostanza aspirata nell'imbuto del buco nero inevitabilmente si addenserà e si riscalderà a causa delle maggiori collisioni tra le particelle assorbite dal foro fino a quando non si riscalda alle energie della radiazione delle onde nella gamma dei raggi X. Gli astronomi possono misurare la periodicità dei cambiamenti nell'intensità dei raggi X di questo tipo e calcolare, confrontandola con altri dati disponibili, la massa approssimativa di un oggetto che "attira" la materia su se stesso. Se la massa di un oggetto supera il limite di Chandrasekhar (1,4 masse solari), questo oggetto non può essere una nana bianca, in cui la nostra stella è destinata a degenerare. Nella maggior parte dei casi identificati di osservazione di tali stelle binarie a raggi X, una stella di neutroni è un oggetto massiccio. Tuttavia, sono già stati contati più di una dozzina di casi in cui l'unica spiegazione ragionevole è la presenza di un buco nero in un sistema stellare binario.

Nel corso delle reazioni termonucleari che avvengono all'interno di una stella quasi per tutta la sua vita, l'idrogeno si trasforma in elio. Dopo che una parte significativa dell'idrogeno si trasforma in elio, la temperatura al centro aumenta. Quando la temperatura sale a circa 200 milioni di K, 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, ossigeno e neon sono abbastanza stabili e non entrano in reazioni nucleari. Tuttavia, dopo un po 'la temperatura raddoppia, ora è già pari a 600 milioni di K. E poi il neon diventa il combustibile nucleare, che nel corso delle reazioni si trasforma in magnesio e silicio. La formazione di 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 nel nucleo è esaurito. Il nucleo inizia a restringersi e di nuovo il restringimento è accompagnato da un aumento della temperatura. La fase successiva arriva quando ogni due atomi di ossigeno si combinano per dare origine a un atomo di silicio e un atomo di elio. Gli atomi di silicio, collegandosi a coppie, formano atomi di nichel, che presto si trasformano in atomi di ferro. Nelle reazioni nucleari, accompagnate dall'emergere di nuovi elementi chimici, entrano non solo i neutroni, ma anche i protoni e gli atomi di elio. Compaiono elementi come zolfo, alluminio, calcio, argon, fosforo, cloro, potassio. A temperature di 2-5 miliardi di K nascono titanio, vanadio, cromo, ferro, cobalto, zinco, ecc .. Ma di tutti questi elementi, il ferro è il più rappresentato.

Il suo struttura interna la stella ora assomiglia a una cipolla, ciascuno dei quali è riempito prevalentemente con un elemento. Con la formazione del ferro, la stella è alla vigilia di una drammatica esplosione. Le reazioni nucleari che avvengono nel nucleo di ferro di una stella portano alla trasformazione dei protoni in neutroni. In questo caso vengono emessi flussi di neutrini che trasportano nello spazio una quantità significativa di energia della stella. Se la temperatura nel nucleo della stella è alta, queste perdite di energia possono avere gravi conseguenze, poiché portano a una diminuzione della pressione di radiazione necessaria per mantenere la stabilità della stella. E come conseguenza di ciò, entrano di nuovo in gioco le forze gravitazionali, progettate per fornire l'energia necessaria alla stella. Le forze di gravità stanno comprimendo sempre più la stella, reintegrando l'energia portata via dal neutrino.

Come prima, la contrazione della stella è accompagnata da un aumento della temperatura, che alla fine raggiunge i 4-5 miliardi di K. Ora gli eventi si sviluppano in modo leggermente diverso. Il nucleo, costituito da elementi del gruppo ferro, subisce gravi mutamenti: gli elementi di questo gruppo non entrano più in reazioni con formazione di elementi più pesanti, ma decadono con trasformazione in elio, emettendo un colossale flusso di neutroni. La maggior parte di questi neutroni viene catturata dalla materia degli strati esterni della stella e partecipa alla creazione di elementi pesanti. In questa fase, la stella raggiunge uno stato critico. Quando sono stati creati elementi chimici pesanti, l'energia è stata rilasciata come risultato della fusione dei nuclei leggeri. Pertanto, la stella ne ha stanziato enormi quantità in centinaia di milioni di anni. Ora i prodotti finali delle reazioni nucleari decadono di nuovo, formando elio: la stella è costretta a ricostituire l'energia precedentemente persa

Betelgeuse (dall'arabo "Casa dei Gemelli"), una supergigante rossa nella costellazione di Orione, si prepara all'esplosione. Una delle stelle più grandi conosciute dagli astronomi. Se posizionato al posto del Sole, alla dimensione minima riempirebbe l'orbita di Marte e alla dimensione massima raggiungerebbe l'orbita di Giove. Il volume di Betelgeuse è quasi 160 milioni di volte maggiore di quello del sole. Ed è uno dei più luminosi: la sua luminosità è volte maggiore di quella del sole. La sua età è solo, per gli standard cosmici, di circa 10 milioni di anni e questo gigantesco spazio incandescente "Chernobyl" è già sull'orlo dell'esplosione. Il gigante rosso ha già iniziato ad agonizzare e ridursi di dimensioni. Durante il periodo di osservazione dal 1993 al 2009, il diametro della stella è diminuito del 15% e ora si sta semplicemente contraendo davanti ai nostri occhi. Gli astronomi della NASA promettono che un'esplosione mostruosa aumenterà la luminosità di una 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. E il risultato dell'esplosione sarà la formazione di una supernova.

Come sarà questo evento più raro dalla Terra? All'improvviso, una stella molto luminosa lampeggerà nel cielo .. Un tale spettacolo spaziale durerà circa sei settimane, il che significa più di un mese e mezzo di "notti bianche" in alcune parti del pianeta, il resto delle persone lo farà goditi due o tre ore in più ore diurne e la deliziosa vista di una stella che esplode di notte. Tra due o tre settimane dopo l'esplosione, la stella inizierà a svanire e in pochi anni si trasformerà finalmente in una nebulosa del Granchio per un osservatore sulla Terra. Ebbene, le onde di particelle cariche dopo l'esplosione raggiungeranno la Terra tra diversi secoli, e gli abitanti della Terra riceveranno una piccola dose (4-5 ordini di grandezza meno letale) di radiazioni ionizzanti. Ma non dovresti preoccuparti in ogni caso - come dicono gli scienziati, non esiste una minaccia per la Terra e i suoi abitanti, ma un tale evento è unico in sé - l'ultima prova di un'esplosione di supernova sulla Terra è datata 1054.

Cugina Sophia e Shevyako Anna

L'astronomia, come materia, viene rimossa dal curriculum scolastico. Tuttavia, in fisica dell'11 ° grado secondo il programma FSES c'è un capitolo "Struttura dell'Universo" Questo capitolo contiene lezioni "Caratteristiche fisiche delle stelle" e "Evoluzione delle stelle". Questa presentazione, fatta dagli studenti, è materiale supplementare per queste lezioni. Il lavoro è svolto in modo estetico, colorato, competente e il materiale in esso offerto va oltre lo scopo del programma.

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Nascita ed evoluzione delle stelle Il lavoro è stato svolto da: alunni della scuola media 11 "L" MBOU "Scuola media №37" Kemerovo Kuzina Sophia e Shevyako Anna. Leader: Shinkorenko Olga Vladimirovna, insegnante di fisica.

La nascita di una stella Il cosmo è spesso chiamato uno spazio senz'aria, credendo che sia vuoto. Tuttavia, non lo è. Lo spazio interstellare contiene polvere e gas, principalmente elio e idrogeno, con molto di più di quest'ultimo. Ci sono persino intere nuvole di polvere e gas nell'Universo che possono essere compresse dalle forze di gravità.

La nascita di una stella Durante il processo di compressione, una parte della nuvola verrà riscaldata e condensata. Se la massa della sostanza che collassa è sufficiente affinché si verifichino reazioni nucleari al suo interno durante il processo di compressione, da tale nuvola si ottiene una stella.

La nascita di una stella Ogni stella "neonata", a seconda della sua massa iniziale, occupa un certo posto nel diagramma di Hertzsprung-Russel - un grafico lungo un asse di cui è tracciato l'indice di colore di una stella, e dall'altro - il suo luminosità, cioè. la quantità di energia emessa al secondo. L'indice di colore di una stella è correlato alla temperatura dei suoi strati superficiali: minore è la temperatura, più rossa è la stella e il suo indice di colore è più alto.

Star Life Durante l'evoluzione, le stelle cambiano la loro posizione nel diagramma spettro-luminosità, spostandosi da un gruppo all'altro. Maggior parte la star trascorre la 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.

Star Life La durata di una stella dipende principalmente dalla sua massa. Secondo 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 si consuma l'idrogeno e gli elementi più pesanti possono formarsi durante la fusione termonucleare al suo interno. In una fase successiva dell'evoluzione, quando l'elio inizia a bruciare nella parte centrale della stella, lascia la Sequenza Principale, diventando, a seconda della sua massa, una gigante blu o rossa.

La vita di una stella Ma arriva il momento in cui la stella è sull'orlo di una crisi, non può più generare la quantità di energia necessaria per mantenere la pressione interna e resistere alle forze di gravità. Inizia il processo di contrazione irrefrenabile (collasso). Come risultato del collasso, si formano stelle con un'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 gradualmente si dissolve nello spazio. Una stella con una massa maggiore può collassare 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! L'ultimo stadio nell'evoluzione di una stella ancora più massiccia è la formazione di un buco nero. La stella è compressa a una dimensione tale che la seconda velocità cosmica diventa uguale alla velocità della luce. Nella regione di un buco nero, lo spazio è fortemente curvo e il tempo rallenta.

Star Life La formazione di stelle di neutroni e buchi neri è necessariamente associata a una potente esplosione. Un punto luminoso appare nel cielo, luminoso quasi quanto la galassia in cui ha lampeggiato. Questa è "Supernova". I riferimenti trovati nelle cronache antiche sull'apparizione delle stelle più luminose nel cielo non sono altro che prove di colossali esplosioni cosmiche.

La morte di una stella Una stella perde il suo intero guscio esterno che, disperdendosi ad alta velocità, dopo centinaia di migliaia di anni si dissolve senza lasciare traccia nel mezzo interstellare, e prima la osserviamo come una nebulosa gassosa in espansione. Per i primi 20.000 anni, l'espansione dell'involucro del gas è accompagnata da una potente emissione radio. Durante questo periodo, è una sfera di plasma calda con un campo magnetico che trattiene le particelle ad alta energia cariche 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 nella 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, Edizione principale della letteratura fisica e matematica, 1984 - 384 p. Vladimir Surdin Come nascono le stelle - Rubrica "Planetario", Around the World, №2 (2809), febbraio 2008 Karpenkov S. Kh. Concetti di base delle scienze naturali. - M., 1998. Novikov ID Evolution of the Universe. - M., 1990. Rovinsky R. E. Developing Universe. - M., 1995.

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Soddisfare

La nascita delle stelle
Vita da star
Nane bianche e buchi di neutroni
Buchi neri
Morte delle stelle

Traguardi e obbiettivi

Conoscere l'azione delle forze di gravità nell'Universo, che portano alla formazione delle stelle.
Considera il processo di evoluzione delle stelle.
Dare un'idea di velocità spaziale stelle.
Descrivi la natura fisica delle stelle.

La nascita di una stella

Lo spazio è spesso definito uno spazio senz'aria, considerandolo vuoto. Tuttavia, non lo è. Lo spazio interstellare contiene polvere e gas, principalmente elio e idrogeno, con molto di più di quest'ultimo.
Ci sono persino intere nuvole di polvere e gas nell'Universo che possono essere compresse dalle forze di gravità.

La nascita di una stella

Nel processo di compressione, parte della nuvola verrà compattata dal riscaldamento.
Se la massa della sostanza che collassa è sufficiente affinché si verifichino reazioni nucleari al suo interno durante il processo di compressione, da tale nuvola si ottiene una stella.

La 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 l'indice di 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 correlato alla temperatura dei suoi strati superficiali: minore è la temperatura, più rossa è la stella e il suo indice di colore è più alto.

Vita da star

Nel corso dell'evoluzione, le stelle cambiano la loro posizione nel diagramma spettro-luminosità, spostandosi da un gruppo all'altro. La star trascorre la maggior 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 star

La durata di una stella dipende principalmente dalla sua massa. Secondo 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 si brucia l'idrogeno e gli elementi più pesanti possono formarsi durante la fusione termonucleare al suo interno. In una fase successiva dell'evoluzione, quando l'elio inizia a bruciare nella parte centrale della stella, lascia la Sequenza Principale, diventando, a seconda della sua massa, una gigante blu o rossa.

Vita da star

Ma arriva il momento in cui la stella è sull'orlo di una crisi, non può più generare la quantità di energia necessaria per mantenere la pressione interna e resistere alle forze di gravità. Inizia il processo di contrazione irrefrenabile (collasso).
Come risultato del collasso, si formano stelle con un'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 gradualmente si dissolve nello spazio.
Una stella con una massa maggiore può collassare 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! L'ultimo stadio nell'evoluzione di una stella ancora più massiccia è la formazione di un buco nero. La stella è compressa a una dimensione tale che la seconda velocità cosmica diventa uguale alla velocità della luce. Nella regione di un buco nero, lo spazio è fortemente curvo e il tempo rallenta.

Vita da star

La formazione di stelle di neutroni e buchi neri è necessariamente associata a una potente esplosione. Un punto luminoso appare nel cielo, luminoso quasi quanto la galassia in cui ha lampeggiato. Questa è "Supernova". I riferimenti trovati nelle cronache antiche sull'apparizione delle stelle più luminose nel cielo non sono altro che prove di colossali esplosioni cosmiche.

Morte di una stella

La stella perde il suo intero guscio esterno che, disperdendosi ad alta velocità, dopo centinaia di migliaia di anni si dissolve senza lasciare traccia nel mezzo interstellare, e prima la osserviamo come una nebulosa gassosa in espansione.
Per i primi 20.000 anni, l'espansione dell'involucro del gas è accompagnata da una potente emissione radio. Durante questo periodo, è una sfera di plasma calda con un campo magnetico che trattiene le particelle ad alta energia cariche formate nella Supernova.
Più tempo è passato dall'esplosione, più debole è l'emissione radio e più bassa è la temperatura del plasma.

Presentazione
Tema: nascita ed evoluzione delle stelle
Rodkina L.R.
Professore Associato del Dipartimento di Elettronica, ISBS
VSUES, 2009

La nascita delle stelle
Vita da star
Nane bianche e buchi di neutroni
Buchi neri
Morte delle stelle

Traguardi e obbiettivi

Conoscere l'azione delle forze di gravità nell'Universo, che portano alla formazione delle stelle.
Considera il processo di evoluzione delle stelle.
Fornisci il concetto della velocità spaziale delle stelle.
Descrivi la natura fisica delle stelle.

La nascita di una stella

Vita da star

La durata di una stella dipende principalmente dalla sua massa. Secondo 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 si brucia l'idrogeno e gli elementi più pesanti possono formarsi durante la fusione termonucleare al suo interno. In una fase successiva dell'evoluzione, quando l'elio inizia a bruciare nella parte centrale della stella, lascia la Sequenza Principale, diventando, a seconda della sua massa, una gigante blu o rossa.

Vita da star

Morte di una stella

Lista di referenze:

Shklovsky I.S. Stelle: la loro nascita, vita e morte. - M .: Nauka, Edizione principale della letteratura fisica e matematica, 1984 - 384 p.
Vladimir Surdin How the stars are born - Rubric "Planetarium", Around the World, №2 (2809), febbraio 2008

domande di prova

Da dove vengono le stelle?
Come si presentano?
Poiché la durata delle stelle è limitata, dovrebbero apparire in un tempo finito. Come possiamo imparare qualcosa su questo processo?
Non vedi le stelle che si formano nel cielo?
Non stiamo assistendo alla loro nascita?