Презентация, доклад по окружающему миру на тему Мир глазами астронома

Подготовила студентка 2 курса
ИПиП, группа 333 402

Общая эволюция звезд

безоблачную ночь. Поскольку звезды отдалены от Земли на несколько тысяч километров, мы видим звезды лишь как светящиеся точки на небе. Если говорить научным языком, звезда представляет собой большой газовый шар, который излучает свет и удерживается в подвешенном состоянии собственной гравитацией, а также давлением, которое вырабатывается реакциями термоядерного синтеза.

Звезда в астрономии

в составе некоторых звёзд присутствуют оксиды титана и циркония, такие радикалы, как CH, CH2, OH, C2, C3, Верхний слой звезды состоит, в основном, из водорода: в среднем на 10 тысяч атомов водорода приходится примерно тысяча атомов гелия, 5 - кислорода и менее 1 атома некоторых других элементов.

Из чего состоит звезда?

к Земле звезда – Солнце – зарождает жизнь на Земле, заполняя ее необходимой энергией. Также Солнце дает нам тепло, которое порождает жизнь. Кроме того, нагревая и испаряя воду, Солнце участвует в образовании облаков, которые затем выпадают в виде осадков.

Для чего нужны звезды?

среды. Протозвезды, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. Наступает гравитационный коллапс. Поскольку давление и плотность нарастают к центру, коллапс центральной части происходит быстрее, чем на периферии. В конце концов, градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать вещества. Торможение происходит на поверхности ядра. В конце концов масса вещества исчерпается. Этим заканчивается фаза протозвезды и начинается фаза молодой звезды.

Рождение звезды

звёзды малой массы (до трёх масс Солнца) полностью конвективные. У звезд с массой меньше 0,08 масс Солнца выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Они постоянно сжимаются, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем остывают. Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс пропускают все промежуточные стадии. Ядерные реакции в ядре компенсируют потери на излучение. У данных звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака.

Молодые звезды

составу и массе. Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, а массивные сверхгиганты всего лишь несколько миллионов. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности.

Середина жизненного цикла звезды

сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются и начинаются термоядерные реакции с участием гелия. Размер звезды увеличивается примерно в 100 раз, и звезда становится красным гигантом. По такому сценарию будет развиваться и наше Солнце. Примерно через 10 млрд. лет его радиус начнет быстро увеличиваться, возрастет и светимость. Все планеты земной группы окажутся внутри Солнца, и условия существования не только жизни на Земле, но и самой Земли станут критическими.

Зрелость звезды

продолжают расширяться, а ядро сжиматься, начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Выбрасываемый газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии, чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик. После гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых звёзд.

Гибель звезды