Презентація "Еволюція зір"

-1
Попередній слайд
Наступний слайд


Завантажити презентацію "Еволюція зір"
Слайд #1
Еволюція зір
Підготували учениці 11 – А класуМальцева Наталія та Покачайло Анастісія


Слайд #2
Звичайні зорі
Зорі, також Зірки - велетенські розжарені, самосвітні небесні тіла, у надрах яких відбуваються (відбувались) термоядерні реакції. Сонце - одна із зірок, причому середня за своїми розмірами і світністю. За своїми характеристиками зорі різноманітні. Розрізняють зорі: велетні і карлики, одинокі, подвійні і кратні, затемнено-кратні, змінні зорі і нові.


Слайд #3
Еволюція зір
Наразі досить розвиненою та найбільш ймовірною є наступна теорія еволюції зір:
За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзоряного космічного пилу. За досить невеликий проміжок часу, під дією сили всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю не можна назвати зіркою, оскільки температура в її ядрі не достатньо висока, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під дією сили тяжіння продовжує стискатися. На цьому етапі зірку називають «протозорею».


Слайд #4
Еволюція зір
В загальному випадку формується не одна така протозірка, а кілька, і в майбутньому група стає зоряним скупченням. Також навколо протозорі утворюються менші згустки, котрі потім стають планетами. У міру стискання протозорі її зовнішня і внутрішня температури зростають до моменту, коли температура і тиск у ядрі зроблять можливими реакції термоядерного синтезу. Тільки після цього протозоря стає зіркою.


Слайд #5
Еволюція зір
Цю початкову стадію еволюції зорі проходять залежно від їх маси: якщо маса більша, ніж маса Сонця, то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша — до кількасот мільйонів років.


Слайд #6
Еволюція зорі класу G на прикладі Сонця


Слайд #7
Еволюція зір
Наступний етап зорі — спалювання запасів водню (точніше — перетворення його на гелій). Залежно від маси зорі він буде тривати від кількох мільйонів років для зірок з масами в десятки разів більшими ніж маса Сонця до 10-15 мільярдів років для зірок з масою близькою до маси Сонця. Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на т.зв. головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела.


Слайд #8
Еволюція зір
Після того як водень у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії для того, щоб підтримувати сталий, потрібний для урівноваження сил гравітації, тиск. Внаслідок падіння тиску зоря знову починає стискатися, поки ядро знову не розігріється до температури, за якої починається вже інша термоядерна реакція — гелій перетворюється на вуглець.


Слайд #9
Оболонкова структура масивної зорі на пізніх стадіях еволюції (зображення не в масштабі).


Слайд #10
Еволюція зір
Ядерні реакції гелій-вуглецевого циклу характеризуються набагато більшою швидкістю та, відповідно, виділенням енергії. Світність зорі зростає у десятки раз, вона розширюється («розпухає»), пересуваючись на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вправо, до області гігантів. Коли ж закінчиться і гелій, зорі просто «скидають» частину своєї маси(так формуються планетарні туманності) і тут все залежить від маси зорі.


Слайд #11
Еволюція зір
Від зорі, маса якої після скидання оболонки не перевищує 1.2 маси Сонця через кілька десятків тисяч років залишиться тільки дуже гаряча і густа зоря яку називають білим карликом. Поступово вона охолоджується і перетворюється на чорного карлика — мертву, холодну зірку.


Слайд #12
Еволюція зір
Зорі з масою від 1.2 до 1.6 мас Сонця після скидання оболонки стискаються до розмірів порядка 10 кілометрів і називаються нейтронними, бо при такій густині вільні електрони ніби «вдавлюються» в протони. У міру стискання такі зорі сильно розкручуються і починають випромінювати радіохвилі з певною досить стабільною частотою. Саме так і були виявлені реально існуючі нейтронні зорі у 1967 році.


Слайд #13
Еволюція зір
Зоря, маса якої після скидання оболонки більше ніж 1,6 маси Сонця, починає сильно стискатися, і тому що при даній масі внутрішній тиск «виродженого» газу, з котрого складається зірка, не може урівноважити гравітаційну силу зоря стискається до точкових розмірів. Така зоря називається чорною діркою. Її гравітація настільки велика, що навіть фотони не можуть її подолати, тому ніякими методами окрім гравітаційних зафіксувати таку зірку неможливо.