Зачётная работа по астрономии. Зачётная работа по астрономии word. Эволюция звёзд
 Скачать 109.79 Kb.
|
 Зачётная работа по астрономии По теме: «Эволюция звёзд». Выполнила студентка 1-го курса ГБПОУ Колледжа Связи №54 Пугачёва Алёна Евгеньевна Москва 2020 ПЛАН: 1. Как появляются звёзды 2. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела 3. Двойная звёздная система 4. Белые карлики 5.Сверхновые звезды Строительным материалом для будущей звезды является межзвездный газ, который в основном состоит из водорода и гелия. Этот газ распределяется в пространстве неоднородно, есть места почти пустые и есть холодные межзвёздные молекулярные облака. (В одном кубическом сантиметре такого облака может содержаться от 100 до 1000 молекул, а температура в них всего на несколько градусов выше абсолютного нуля) Именно эти облака, размер которых превышает сотни световых лет и являются “фабриками по производству звёзд”. Пока такое облако свободно обращается вокруг центра своей галактики в нем ничего не происходит, но иногда в результате каких-нибудь внешних воздействий в облаке начинают формироваться сгустки. Сгустки, которые называются протозвездами начинают сжиматься под воздействием собственной тяжести. Размер Протозвезды на этом этапе примерно в миллион раз больше, чем наше солнце. Почти всё вещество в ней быстро стягивается к центру и из физики известно, что увеличение давления, сжатие должно приводить к повышению температуры, исходя из этого газ должен начать разогреваться, но в этот момент газ еще не очень плотен и прозрачен для инфракрасного излучения, поэтому всё тепло выделяемое при сжатии уходит в окружающее пространство, а сам сгусток по-прежнему остается холодным. По мере дальнейшего сжатия протозвезда становиться всё менее прозрачной, в какой-то момент инфракрасные излучения перестают выходить наружу и запираются внутри сгустка. Температура центральной его части начинает быстро повышаться. Молекулы газа начинают распадаться на отдельные атомы, а те в свою очередь начинают терять электроны, то есть ионизируются. Когда температура центральной части протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, в ней начинаются термоядерные реакции, которые сопровождаются выделением огромного количества тепла. Так протозвезда становится звездой. Внутри звезды глубоко в ее недрах происходит термоядерная реакция, в которых водород превращается в гелий и выделяется энергия. Дальше идёт зона переноса излучения. У Солнца энергия в нижних слоях переносится излучением в верхние конвенции, звёздное вещество не прозрачно, свет поглощается атомами и снова испускается, причём в любом направлении, поэтому луч, путь которого ломанная линия может блуждать несколько сотен тысяч лет, пока не покинет звезду. Выше зоны лучистого переноса лежит конвективная зона. Здесь перенос энергии происходит в основном в защёт перевешивания вещества, горячий газ поднимается, холодный опускается. Над конвективной зоной находится фотосфера - слой звёздной атмосферы дающий основную часть излучения звезды. Эта строение достаточно условно, поскольку существует множество типов звёзд и в зависимости от типа их строение отличается. У звёзд типа Солнца имеется лучистое ядро и конвективная атмосфера. У звёзд больших размеров наоборот конвективное ядро и лучистая атмосфера. Если все звёзды разместить на диаграмме по цвету и светимости, получиться диаграмма Герцшпрунга-Рассела. По ней можно проследить жизнь звезды от рождения и до её смерти. Около 90 процентов звёзд, и среди них наше солнце, находятся в главной последовательности диаграммы. Как раньше я уже упоминала, рождение звезды происходит из космического газа пылевого облака. Облако принимает форму шара, в нем начинаются термоядерные реакции, далее в зависимости от массы звезды их жизненный цикл может различаться. В жизни звезды начинается этап, когда в ядре звезды идут реакции превращение водорода гелий, звезда при этом находится на главной последовательности и проводит там 90 процентов времени своей жизни, однако со временем, весь водород в ядре превращается в гелий. Структура звезды начинает меняться, у нее растет светимость, размер ее увеличивается, а температура понижается. Звезда уходит из главной последовательности и становиться красным гигантом. В виде красного гиганта звезда существует относительно не долго, и в зависимости от своей массы превращается в белого карлика, нейтронную звезду или чёрную дыру. В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель, наблюдая за движением двух ярких звёзд Сириуса и Проциона обнаружил, что движутся они по волнистым траекториям. Ученый предположил, что каждая из звёзд обладает невидимым спутником, то есть является двойной звёздной системой, предположение подтвердилось. Главные звёзды получили название Сириус А и Процион А, а их менее крупные сёстры Сириус В и Процион В. Сириус В почти в 10 тысяч раз слабее Сириуса А. Две звезды Сириус А и Сириус В обращаются вокруг общего центра масс, совершая один оборот примерно за 50 лет. Звезда Сириус В относится к классу, который назывался Белые карлики. Это первый белый карлик, обнаруженный астрономами. Белые карлики- это звёзды в конце эволюции, в которых уже не идут термоядерные реакции. Их называют белыми, потому что первые найденные звёзды этого типа были бело-голубыми светилами, а карликами их называют из-за маленьких размеров и светимости. Если масса белого карлика примерна равна Солнечной, то радиус может быть в сотни раз меньше, а светимость в десятки тысяч раз. У белых карликов очень высока плотность. Всего же в нашей галактике по разным оценкам от 3 до 10 процентов звёзд являются белыми карликами. Когда звезда стареет и в ней выгорает весь водород, ее ядро сжимается и разогревается, а вот внешние слои наоборот расширяются, и их температура падает, образуется Красный гигант. Внешние слои очень слабо связаны с ядром, они рано или поздно рассеиваются в пространстве, вместо Красного гиганта остается маленькая горячая звезда Белый карлик. Если система звезды двойная, как в случаи с Сириусом, раздувшиеся оболочка Красного гиганта перетекает на соседнюю звезду, оставляя после себя белого карлика Сириуса В. Одиночные белые карлики со временем остывают, так как уже не имеют источников энергии. Иногда на небе можно обнаружить очень яркую звезду, которой там раньше не было, но через несколько месяцев звезда тускнеет и становиться невидима невооруженным глазом, их называют Новыми звездами. Все такие вспыхивающие звёзды входят в двойные звёздные системы, которые состоят из обычной звезды и белого карлик. Находятся звёзды на таком близком расстоянии, что Большая звезда начинает деформироваться под воздействием силы притяжения маленькой, вещество с ее поверхности перетекает к Белому карлику образуя вокруг него диск. Этот процесс называется аккреция. Постепенно вещество оседает на поверхности звезды, сжимаясь и разогреваясь. Через некоторое время начинается термоядерная реакция, но из-за огромной плотности она протекает не как в обычных звездах, а в виде взрыва. В результате накопленный слой вещества с огромной скоростью выбрасывается в пространство, что и наблюдается нами как вспышка новой звезды. При вспышке новой звезды выделяется огромное количество энергии, примерно столько сколько Солнце излучает за 100 тысяч лет. Но это совсем не много, если сравнить с энергией выделяющийся при вспышке сверхновой звезды. А всё потому что в взрыве сверхновой звезды в пространство выбрасывается не поверхностный слой, а большая часть массы звезды или даже вся целиком. Все сверхновые делятся на два типа которые называются – Первый и Второй. Сверхновые первого типа получаются из Белых карликов, находящихся в составе двойной звезды, но в этом случае происходит гораздо более интенсивная перетекание вещества и когда масса Белого карлика становится больше критического предела, он взрывается. Все сверхновые такого типа выделяют одинаковое количество энергии, поэтому по их яркости можно точно определить расстояние до звезды. Другой вариант сверхновой первого типа — это столкновение двух белых карликов двойной звезды, со временем они могут потерять энергию вращения, упасть друг на друга и взорваться. Сверхновые второго типа образуются из достаточно массивных звезд, считается что образующиеся в результате термоядерной реакции все более тяжелые элементы скапливаются в центре звезды, при этом звезда постепенно сжимается, а давление в ее центре растет. Оно достигает такой величины, что наступает коллапс, то есть ядро звезды схлопывается. Возникающее разрежение увлекает за собой остальное вещество, в результате возникает мощная ударная волна, направленная наружу, и резко усиливающая термоядерную реакцию, звезда взрывается. Взрывы сверхновых наблюдали еще в древние времена, из-за своей яркости они были видны даже днем, в наше время те сверхновые представляют собой туманности, продолжающие разлетаться с огромной скоростью. Интересный факт: В момент зарождения Вселенная состояла только из водорода и гелия. Элементы до железа образуются в нориальных звёздах, а все более тяжелые элементы появились в ней только благодаря взрывам сверхновых, так что и у нас есть частички древних сверхновых звезд. Источники информации: 1.Черугин В. Н. Астрономия 10-11 класс. М. Просвещение 2.Научная литература 3.Интернет источник |