Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2)


Рейтинг презентації 5 на основі 2 голосів



Слайд #1
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #1

Еволюція зір


Слайд #2
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #2

Стадія протозорі та головної послідовності. Як показують дослідження, в міжзоряному середовищі є протяжні газово-пилові комплекси з масами в тисячі й десятки тисяч мас Сонця, розмірами 10-100 пк (30-300 св.р.) і температурою кілька десятків кельвінів. Такі комплекси гравітаційне нестійкі і з часом дробляться на окремі фрагменти. Саме з таких фрагментів внаслідок гравітаційного стиснення утворюються протозорі.


Слайд #3
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #3

Щільне скупчення близько 50 молодих зір, 35 з яких є протозорями.


Слайд #4
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #4

На початку процесу формування протозорі пилові частинки і газові молекули падають до центра хмари, потенціальна енергія гравітації переходить у кінетичну, а кінетична, внаслідок зіткнень частинок, - у теплову. Таким чином, значна частина гравітаційної енергії стискання витрачається на нагрівання речовини. Газ і пилинки швидко трансформують цю енергію в інфрачервоне випромінювання, яке вільно залишає газово-пиловий комплекс. Тому протозорі є потужними джерелами інфрачервоного випромінювання.


Слайд #5
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #5

Область зореутворення у Великій Магеллановій Хмарі.


Слайд #6
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #6

Коли температура ядра досягає кількох мільйонів кельвінів, включаються перші термоядерні реакції «вигорання» літію, берилію, бору. Але газового тиску, який існує при таких температурах, недостатньо для припинення стискання.
І тільки через сотні мільйонів років для майбутніх карликових зір, коли температура в центрі в процесі подальшого стискання досягає приблизно 10 млн. К, починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій з виділенням величезної кількості енергії.


Слайд #7
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #7

Що більша маса новонародженої зорі, то вища температура в її надрах (а отже, і на поверхні), більша її світність і тим вище вона розташовується на головній послідовності. Зоря перебуває на ній доти, доки весь водень у центральних її частинах не перетвориться на гелій і не утвориться гелієве ядро. Для Сонця цей процес триває 10 млрд.


Слайд #8
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #8

Що більша маса новонародженої зорі, то вища температура в її надрах (а отже, і на поверхні), більша її світність і тим вище вона розташовується на головній послідовності. Зоря перебуває на ній доти, доки весь водень у центральних її частинах не перетвориться на гелій і не утвориться гелієве ядро. Для Сонця цей процес триває 10 млрд.


Слайд #9
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #9

Таким чином, на головній послідовності зоря проводить основну частину свого «життя», строк якого визначається її початковою масою. Масивна блакитна зоря з великими запасами водневого палива живе набагато менше часу, ніж маленький червоний карлик з його мізерними запасами. Адже інтенсивність термоядерних реакцій у надрах масивної зорі набагато вища, ніж у холодного червоного карлика.


Слайд #10
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #10

Після вигорання водню в центрі зорі навколо гелієвого ядра утворюється тонкий сферичний енерговиділяючий шар. Він поділяє зорю на дві зони - вигоріле ядро і зовнішню оболонку. Фізичні процеси у двох зонах зорі розгортаються по-різному.
У міру вичерпання водню цей прошарок щораз далі відсувається від центральної зони, збільшуючи розміри і масу ядра.


Слайд #11
Презентація на тему «Еволюція зір» (варіант 2) - Слайд #11