Презентация по астрономии Эволюция звезд


Чтобы посмотреть презентацию с картинками, оформлением и слайдами, скачайте ее файл и откройте в PowerPoint на своем компьютере.
Текстовое содержимое слайдов презентации:

Звезды: строение и эволюция Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики. «Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также других газов. Гравитация тянет их внутрь, а давление раскаленного газа выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом». Жизненный путь звезд представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной активности, агония, смерть, и напоминает жизненный путь отдельного организма. Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию. Физическое строение и природа звезд Нет ничего проще, чем звезда.(А. Эддингтон) Физическое состояние стационарных звезд определяется условиями гидростатического (макроскопические параметры - масса, радиус - изменяются на больших временах >> динамического времени) и теплового (звезды не взрываются, их светимость меняется плавно) равновесия. массе размерам светимости температуре (цвету) возрасту строению Звёзды различны по Температура звезд Температура звезд определяется с помощью закона Вина : Закон Вина : Длина волны , на которую приходится максимум излучения нагретого тела , обратно пропорциональна абсолютной температуре. Солнце является желтой звездой , для него Светимость звезд Как и Солнце , звезды освещают Землю , но из –за огром-ного расстояния до Земли , освещенность , которую они создают на Земле , на много порядков меньше солнечной освещенности. L - светимость звезды Е - освещенность , которую создает звезда на поверх- ности Земли. r - расстояние от Земли до звезды. Для Солнца : До Земли доходит лишь однадвухсотмиллиардная доля энергии Солнца Массы звезд Массы всех звезд лежат в следующих пределах: Массы звезд зависят от их светимости – чем больше свети –мость , тем больше масса звезды. Отсюда , сравнивая свети –мость звезды и Солнца можно получить следующую формулу : Скорости звезд Эффект Доплера: ∆λ/λ0═V/C Определение скорости звезд и направления их движения Линии в спектре звезды, приближающейся к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра ( звезда становится более синей ), а линии в спектре удаляющегося источника – к красному концу спектра ( звезда более красная ), причем относительное смещение линий равно отношению скорости источника к скорости света Спектральная классификация звезд Цвет звезды зависит от температуры , в зависимости от температуры и цвета все звезды разбили на 7 классов : O , B , A , F , G , K , M Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Температура звёзд 35 000 К.Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато- белый, температура 25 000 К. Типичная звезда – a Девы (Спика).Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый, температура 10 000 К. Типичные звезды: a Лиры (Вега) и a Большого Пса (Сириус).Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый, температура 7500 К. Типичная звезда – a Малого Пса (Процион).Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый, температура 6000 К. Типичный пример – Солнце.Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у a Волопаса (Арктур) и a Тельца (Альдебаран). Температура 4000 К.Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Цвет звёзд красный, температура 3000 К. Типичная звезда – a Ориона (Бетельгейзе). Источники энергии звезд За счет чего звезды расходуют такие огромные количества энергии? В разное время выдвигались разные гипотезы. Так, было мнение, что энергия Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Но их должно было бы сыпаться на Солнце значительно много, что заметно увеличивало бы его массу. Энергия Солнца могла бы пополняться за счет его сжатия. Однако, если бы Солнце было некогда бесконечно большим, то и в этом случае его сжатия до современного размера хватило бы на поддержание энергии всего лишь в течение 20 миллионов лет. Между тем доказано, что земная кора существует и освещается Солнцем гораздо дольше.Наконец, физика атомного ядра указала источник звездной энергии…Теория ядерных реакций привела к выводу, что источником энергии в большинстве звезд, в том числе и в Солнце, является непрерывное образование атомов гелия из атомов водорода. Типы звезд Звёзды гиганты сверхгиганты карлики Нейтронные звёзды (пульсары) чёрные дыры Альдебаран – красный гигант в созвездии Тельца Альфа Ориона – Бетельгейзе ( Сверхгигант) Небольшая точка рядом с Сириусом – его спутник, белый карлик Сириус B. Звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных карликов, и чрезвычайно высокой плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность которого близка к 40 000 г\см3; масса его составляет о,97 массы Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство их атомов полностью ионизовано. КАРЛИКИБЕЛЫЕ КАРЛИКИ КРАСНЫЕ КАРЛИКИ Наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по размеру, чем солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время своего существования на десятки миллионов лет Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими, а на диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд оказалось бы сконцентрировано в правом нижнем углу. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас ЗВЕЗДЫ – ГИГАНТЫ После звезд основного состояния наиболее распространенными являются красные гиганты. У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они намного больше и ярче. Поэтому их помещают над звездами основного состояния на диаграмме Герцшпрунга – Рассела Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системыВ действительности большинство из них имеет оранжевый цвет. ЗВЕЗДЫ – СВЕРХГИГАНТЫ Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых в 30 – 2500 раз превышает радиус Солнца Располагаются вдоль вершины диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 600 миллионов миль (1 000 млн. км)Другой наиболее яркий светоч Ориона – Ригель, голубой сверхгигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Будучи чуть ли не в десять раз меньше Бетельгейза, Ригель все же почти в сто раз превосходит Солнце своим размером СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает. Во время вспышек сверхновая звезда значительно ярче новых звездВспышка сверхновой звезды наблюдается весьма редко: в отдельных галактиках в среднем не чаще чем один раз в 200-300 лет Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна, по крайней мере, в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного сверхгиганта НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды. Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000 оборотов в секундуК настоящему времени их открыто уже более двухсот. Оказалось, что все пульсары находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества, оставшегося после взрыва, всё еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры Само название – чёрные дыры – говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ Звезды этого класса являются тесными двойными системами. Анализ изменения блеска переменной звезды позволяет определить элементы орбиты двойной системы, относительные радиусы, светимость, массы, температуры внешних слоев компонентов двойной звезды Эволюция звезд Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. В 1966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т.е. имеющие малые угловые размеры) источники. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали "подходящее" имя "мистериум". Итак, источники "мистериума" — это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах — в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Без постоянно действующей "накачки" мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма "накачки" космических мазеров, пока еде окончательно не решен. Однако скорее всего "накачкой" служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Механизм "накачки" этих мазеров пока еще не совсем ясен, все же можно составить себе грубое представление о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию 18 см. Учитывая еще сравнительно небольшие размеры облаков, мы невольно приходим к выводу, что они скорее напоминают протяженные, довольно холодные атмосферы звезд — сверхгигантов. Очень похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя стадия развития протозвезд, следующая сразу за их конденсацией из межзвездной среды.В этих облаках имеется много космической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие "коконы" ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них. При исследовании процессов звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвездное поглощение света не так существенно. Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного "горючего". "Выгорание" водорода (т.е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограниченно, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь "выгорит". Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается на диаграмме "спектр - светимость" вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд.

Приложенные файлы


Добавить комментарий