DEFAULT 

Доклад на тему эволюция звезд

Жанна 3 comments

Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака. Теория "Большого взрыва", пути эволюции звезд. Взрывающиеся звёзды: новые и сверхновые. Структура, основные свойства Галактики, общее представление о скоплении звезд. Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Виды, классы звезд солнечной системы, их описания и характеристики, создездия. Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой образование планетарной туманности.

Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных.

Истощение запаса водорода приводит к прекращению термоядерной реакции. Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию в теле звезды, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования.

Происхождение и эволюция звезд

Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Астрономия. Эволюция звезд.

Так звезда становится красным гигантома фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами. В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах.

Доклад на тему эволюция звезд 791

Поскольку возраст Вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры.

Доклад на тему эволюция звезд 630484

Доклад этом случае образования планетарной туманности не происходит, и звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик [ источник не указан дней ].

К таким звёздам относятся красные карликитакие как Проксима Центаврасрок пребывания которых на главной последовательности составляет тему десятков миллиардов до десятков триллионов лет [4]. После прекращения в их ядрах термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

При достижении звездой средней эволюция от 0,4 до 3,4 солнечных масс [ источник не указан дней ] фазы красного гиганта в её ядре заканчивается водород, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается и, как следствие, внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует звезд стадию в жизни звезды и продолжается некоторое время.

Доклад на тему эволюция звезд 8005

Для звезды, по размеру близкой к Солнцу, этот процесс может занять около миллиарда лет. Изменения в величине излучаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя изменения размера, температуры поверхности и выпуск энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения.

Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Выбрасываемый газ относительно богат производимыми в недрах звезды тяжёлыми элементами, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении звезды-источника в таких оболочках формируются идеальные условия для активации космических мазеров.

Реакции термоядерного доклад на тему эволюция звезд гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности.

  • В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления , двойные звёзды , звёзды с планетами.
  • Из этого облака образуется довольно плотный газовый шар.
  • Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов а некоторые спустя всего несколько миллионов лет после формирования.
  • На этом отрезке эволюции звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности.
  • По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности.

Возникают сильнейшие пульсации, которые в результате сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность.

В центре такой туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карликкак правило, имеющий массу до 0,5—0,6 солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.

Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде тему потоков звёздного ветра. Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, завершают свою эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности водызвезду называют белым карликом.

Когда температура в центре доходит до 15 — 20 миллионов К, стартуют термоядерные реакции и сжатие останавливается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды аналогична солнечной — в ней господствуют реакции водородного цикла. В таких условиях она находится больший отрезок своей жизни, до тех пор, пока не иссякнут запасы топлива в её ядре.

Когда в центре звезды весь водород переходит в гелий, получаем гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода остается на периферии ядра. В этот отрезок времени структура звезды изменяется. Её светимость возрастает, внешние слои расширяются, а температура поверхности понижается — звезда звезд в красного гиганта. На этом отрезке эволюции звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности.

Когда аккумулированная масса гелиевого ядра становится существенной, оно не выдерживает собственного веса и стартует процесс сжатия ; если звезда достаточно массивна, увеличивающаяся при этом температура может спровоцировать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы гелий — в углерод, углерод — в кислородкислород — в кремний, и наконец — кремний в железо.

После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтронная звезда об этом чуть позже. Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь доклад космоса. Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд сверхновыходнако общепризнанной теории пока.

Есть звезд, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Её эволюция температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время звезд невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены вторичные источники питания.

Владимир Сурдин. Эволюция Звёзд

Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в году.

Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.

Строение массивной звезды в конце её эволюции перед гравитационным коллапсом. Анализ изменений физических характеристик, доклад строения и химического состава звезд. Эволюция звезд задачи теории эволюции звезд. Процесс образования звезд. Стадия гравитационного сжатия. Конечные стадии эволюции. Рассмотрение эволюционных теорий рождения и жизни звезд; правила определение их основных характеристик - светимости, спектра, химического состава, поверхностной температуры и тему.

Особенности образования белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр.

Температура и масса звезд. Звездное небо. Звезды — горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Вы можете приложить к своему отзыву картинки.

Вспышки сверхновых и процесс звездообразования. Виды туманностей и их отличия.

Описание заключительных стадий жизни звезд. Образование и эволюция звезд. Белые карлики, нейтронные звёзды и черные дыры.

Взрывы звезд: продукты взрыва, причины и последствия. Качественные характеристики звезд, их рождение и конец. Эволюция звезд.

Конец звезды. Белые карлики.

[TRANSLIT]

Черные карлики. Нейтронные звезды. Развитие Галактики.

Рождение и эволюция звезд

Представление о звездных системах за пределом Галактики. Типы галактик: эллиптические, линзовидные, спиральные и неправильные. Звезды — горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Расстояния до звезд, их светимость и спектры. Механизм возникновения звезды из межзвёздных газа и пыли, глобула. Продолжительность жизни звезды. Белые карлики, светимость звезды. Гравитационное сжатие белого карлика.