별의 탄생과 진화. 발표 주제 : 별의 탄생과 진화 하늘에서 별이 어떻게 형성되는지 볼 수 있습니까?

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• H-R 다이어그램의 주계열에 젊은 별이 도착했습니다.
• 주요 항성핵연료인 수소를 태우는 과정이 시작됐다.
• 압축이 거의 없으며 에너지 매장량이 더 이상 변경되지 않습니다.
• 수소가 헬륨으로 전환되기 때문에 중심부의 화학 조성이 느리게 변화합니다.

별은 정지 상태에 들어간다

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전형적인 별의 진화 그래프

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수소가 완전히 소진되면 별은 거성 영역에서 주계열을 떠나거나 질량이 크면 초거성 영역을 떠납니다.

거인과 초거성

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• 별 질량< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• 전자는 사회화되어 퇴화 전자 가스를 형성합니다.
• 중력 수축 정지
• 밀도는 cm3당 최대 몇 톤이 됩니다.
• 여전히 T=10^4 K 유지
• 점차적으로 냉각되고 천천히 수축합니다(백만 년)
• 드디어 식혀서 BLACK Dwarf로 변신

모든 핵연료가 연소되면 중력 압축 과정이 시작됩니다.

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• 성간 먼지 구름 속의 백색 왜성
• 별자리 황소 자리에 두 젊은 검은 왜성

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• 별 질량 > 1.4 태양 질량:
• 중력이 매우 강하다
• 물질의 밀도는 cm3당 백만 톤에 이릅니다.
• 엄청난 에너지 방출 - 10 ^ 45 J
• 온도 – 10^11K
• 초신성 폭발
• 대부분의 별은 1000-5000km / s의 속도로 우주 공간으로 방출됩니다.
• 중성미자의 흐름은 별의 핵을 냉각시킵니다.

중성자별

• 프레젠테이션

• 주제: 별의 탄생과 진화

• 로드키나 L. R.

• 전자 IIBS 부교수

• VSUES, 2009년

• 별들의 탄생

• 스타 라이프

• 백색 왜성과 중성자 구멍

• 블랙홀

• 별들의 죽음

목표 및 목표

• 별의 형성으로 이어지는 우주의 중력 작용에 대해 알아 봅니다.

• 별의 진화 과정을 고려하십시오.

• 별의 공간 속도의 개념을 제공하십시오.

• 별의 물리적 성질을 설명한다.

스타의 탄생

스타의 탄생

스타의 탄생

스타 라이프

스타 라이프

• 별의 수명은 주로 질량에 달려 있습니다. 이론적인 계산에 따르면 별의 질량은 0,08 ~ 전에 100 태양 질량.

• 별의 질량이 클수록 수소가 더 빨리 연소되고 열핵융합 과정에서 더 무거운 원소가 그 깊이에서 형성될 수 있습니다. 진화의 마지막 단계에서 헬륨 연소가 별의 중심 부분에서 시작되면 주계열에서 내려와 질량에 따라 청색 또는 적색 거성이 됩니다.

스타 라이프

스타 라이프

별의 죽음

서지:

• Shklovsky I.S. 별: 그들의 탄생, 삶과 죽음. - M.: Nauka, 물리 및 수학 문학의 메인 에디션, 1984. - 384 p.

• 블라디미르 수르딘(Vladimir Surdin) 별은 어떻게 탄생하는가 - "천문대" 제목, 세계 일주, 제2호(2809), 2008년 2월

시험 문제

• 별은 어디에서 오는가?

• 그들은 어떻게 발생합니까?

• 별의 수명은 제한되어 있기 때문에 유한한 시간 안에 나타나야 합니다. 이 과정에 대해 어떻게 배울 수 있습니까?

• 하늘에서 별이 어떻게 형성되는지 볼 수 있습니까?

• 우리는 그들의 탄생을 목격하고 있습니까?

중고 도서

• 우주는 98%가 별들로 이루어져 있다. 그들은 또한 은하계의 주요 요소입니다. “별은 헬륨과 수소, 그리고 다른 가스로 이루어진 거대한 공입니다. 중력은 그것들을 끌어당기고 뜨거운 가스 압력은 그것들을 밀어내어 균형을 만듭니다. 별의 에너지는 매초마다 헬륨이 수소와 상호 작용하는 핵에 포함되어 있습니다.”

  
  

  별의 일생은 출생, 성장, 비교적 평온한 활동의 ​​시기, 고뇌, 죽음의 완전한 주기이며, 개별 유기체의 삶의 길을 닮아 있습니다. 천문학자들은 한 별의 생애를 처음부터 끝까지 추적할 수 없습니다. 가장 수명이 짧은 별조차도 수백만 년 동안 존재합니다. 한 사람뿐만 아니라 전 인류의 수명보다 더 깁니다. 그러나 과학자들은 다양한 발달 단계(막 태어나고 죽어 가는)에서 많은 별을 관찰할 수 있습니다. 수많은 별의 초상화를 바탕으로 각 별의 진화 경로를 재구성하고 전기를 쓰기 위해 노력하고 있습니다.
  

  
  

  
  

  
  

  별 형성 지역. 질량이 105 태양 질량보다 큰 거대 분자 구름(은하에서 더 많이 알려져 있음) 6000 광년 떨어진 독수리 성운은 뱀자리에 있는 어린 산개 성단이며, 성운의 어두운 부분은 원시성입니다.
  

  
  

  
  

  
  

  중력 수축 압축은 뉴턴의 생각인 중력 불안정성의 결과입니다. Jeans는 나중에 자발적 수축이 시작될 수 있는 구름의 최소 크기를 결정했습니다. 매체의 다소 효과적인 냉각이 발생합니다. 방출된 중력 에너지는 적외선으로 들어가 우주 공간으로 탈출합니다.
  

  
  

  Protostar 구름의 밀도가 증가함에 따라 복사에 불투명해집니다. 내부 지역의 온도가 상승하기 시작합니다. 원시성 내부의 온도는 열핵융합 반응의 임계값에 도달합니다. 압축이 잠시 멈춥니다.
  

  
  

  젊은 별이 H-R 다이어그램의 주요 시퀀스에 들어갔고 수소 연소 과정이 시작되었습니다-주요 항성 핵 연료는 실제로 압축되지 않았으며 에너지 비축량은 더 이상 변경되지 않습니다 중앙 지역의 화학 성분의 느린 변화 , 수소가 헬륨으로 전환되기 때문입니다.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  별 질량
  

  
  

  
  

  
  

  1.4 태양 질량: 중력 압축력은 물질의 밀도가 매우 높으며 cm3당 백만 톤에 도달합니다. 거대한 에너지가 방출됩니다. - 10 ^ 45 J 온도 - 10 ^ 11 K 초신성 폭발 대부분의 별이 우주로 방출됩니다." title = "(! LANG: 질량 별 > 1.4 태양 질량: 중력 압축력은 매우 높은 밀도의 물질이 cm3당 백만 톤에 도달합니다 거대한 에너지가 방출됩니다 - 10 ^ 45 J 온도 - 10 ^ 11 K 초신성 폭발 대부분의 별이 우주로 방출됨" class="link_thumb"> 14 !}항성 질량 > 1.4 태양 질량: 중력 압축력은 매우 높은 밀도의 물질이 cm3당 백만 톤에 도달합니다. 거대한 에너지가 방출됩니다. - 10 ^ 45 J 온도 - 10 ^ 11 K 초신성 폭발 대부분의 별은 a에서 우주 공간으로 방출됩니다. km / s의 속도 중성미자 흐름은 별의 핵을 냉각시킵니다 - 중성자 별 1.4 태양 질량: 중력 압축력은 매우 높습니다. 물질의 밀도는 cm3당 백만 톤에 도달합니다. 거대한 에너지가 방출됩니다. - 10 ^ 45 J 온도 - 10 ^ 11 K 초신성 폭발 대부분의 별이 우주로 방출됩니다. "\u003e 1.4 태양 질량: 힘 중력 압축은 매우 높은 밀도의 물질이 cm3당 백만 톤에 도달합니다 거대한 에너지가 방출됩니다 - 10 ^ 45 J 온도 - 10 ^ 11 K 초신성 폭발 대부분의 별이 1000-5000의 속도로 우주 공간으로 방출됨 km / s 중성미자 흐름은 별의 핵심을 냉각시킵니다. - 중성자 별 "> 1.4 태양 질량: 중력 압축력은 매우 높은 밀도로 물질의 밀도가 cm3당 백만 톤에 도달합니다. 거대한 에너지가 방출됩니다. - 10 ^ 45 J 온도 - 10 ^ 11 K 초신성 폭발 대부분의 별이 우주로 방출됨" title = "(! LANG: 별 질량 > 1.4 태양 질량: 중력 수축력은 매우 높은 밀도로 물질의 밀도가 cm3당 백만 톤에 도달함) 거대한 에너지가 방출됨 - 10^45 J 속도 erature - 10 ^ 11 K 초신성 폭발 대부분의 별이 우주로 방출됨"> title="별 질량 > 1.4 태양 질량: 중력 압축력은 매우 높은 밀도의 물질이 cm3당 백만 톤에 도달합니다. 거대한 에너지가 방출됩니다. - 10 ^ 45 J 온도 - 10 ^ 11 K"> !}

  
  

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  콘텐츠

  • 별들의 탄생
  • 스타 라이프
  • 백색 왜성과 중성자 구멍
  • 블랙홀
  • 별들의 죽음
  목표 및 목표
  • 별의 형성으로 이어지는 우주의 중력 작용에 대해 알아 봅니다.
  • 별의 진화 과정을 고려하십시오.
  • 별의 공간 속도의 개념을 제공하십시오.
  • 별의 물리적 성질을 설명한다.
  스타의 탄생
  • 공간은 흔히 공기 없는 공간이라고 불리며 비어 있다고 생각합니다. 그러나 그렇지 않습니다. 성간 공간에는 먼지와 가스, 주로 헬륨과 수소가 있으며 후자는 훨씬 더 풍부합니다.
  • 우주에는 중력의 영향으로 붕괴될 수 있는 전체 먼지와 가스 구름이 있습니다.
  스타의 탄생
  • 압축 과정에서 구름의 일부가 가열되어 응결됩니다.
  • 압축 물질의 질량이 압축 과정에서 핵 반응이 일어나기 시작하기에 충분하다면 그러한 구름에서 별을 얻습니다.
  스타의 탄생
  • 각 "신생아"별은 초기 질량에 따라 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 특정 위치를 차지합니다. 그래프는 한 축에는 별의 색 지수가 표시되고 다른 축에는 광도가 표시됩니다. 초당 방출되는 에너지의 양.
  • 별의 색 지수는 표면층의 온도와 관련이 있습니다. 온도가 낮을수록 별이 붉어지고 색 지수가 높아집니다.
  스타 라이프
  • 진화 과정에서 별은 "스펙트럼 광도" 다이어그램에서 위치를 변경하여 한 그룹에서 다른 그룹으로 이동합니다. 별은 일생의 대부분을 주계열에서 보낸다. 오른쪽과 그 위쪽에는 가장 어린 별과 진화 경로를 따라 멀리 전진한 별이 있습니다.
  스타 라이프
  • 별의 수명은 주로 질량에 달려 있습니다. 이론적인 계산에 따르면 별의 질량은 0,08 ~ 전에 100 태양 질량.
  • 별의 질량이 클수록 수소가 더 빨리 연소되고 열핵융합 과정에서 더 무거운 원소가 그 깊이에서 형성될 수 있습니다. 진화의 마지막 단계에서 헬륨 연소가 별의 중심 부분에서 시작되면 주계열에서 내려와 질량에 따라 청색 또는 적색 거성이 됩니다.
  스타 라이프
  • 그러나 별이 위기의 순간에 이르면 더 이상 내부 압력을 유지하고 중력에 저항하는 데 필요한 양의 에너지를 생산할 수 없습니다. 제어할 수 없는 압축(붕괴) 과정이 시작됩니다.
  • 붕괴의 결과 밀도가 큰 별(백색 왜성)이 형성됩니다. 초밀도 코어의 형성과 동시에 별은 외피를 흘려 가스 구름, 즉 행성상 성운으로 변하고 우주에서 점차 소멸됩니다.
  • 질량이 더 큰 별은 반경 10km로 줄어들어 중성자별이 될 수 있습니다. 중성자별 한 스푼의 무게는 10억 톤입니다! 훨씬 더 무거운 별의 진화의 마지막 단계는 블랙홀의 형성입니다. 별은 두 번째 우주 속도가 빛의 속도와 같아지는 크기로 축소됩니다. 블랙홀 영역에서는 공간이 강하게 휘어지고 시간이 느려집니다.
  스타 라이프
  • 중성자 별과 블랙홀의 형성은 필연적으로 강력한 폭발과 관련이 있습니다. 밝은 점이 하늘에 나타납니다. 거의 그것이 폭발한 은하계만큼 밝습니다. 이것은 초신성입니다. 고대 연대기에서 하늘에서 가장 밝은 별의 출현에 대한 언급은 거대한 우주 폭발의 증거일 뿐입니다.
  별의 죽음
  • 별은 전체 외피를 잃어버리고 빠른 속도로 팽창하여 수십만 년 후에 성간 매질에서 흔적도 없이 용해되며 그 전에는 팽창하는 기체 성운으로 관찰됩니다.
  • 처음 20,000년 동안 가스 봉투의 확장은 강력한 전파 방출을 동반합니다. 이 시간 동안 초신성에서 형성된 고에너지 하전 입자를 보유하는 자기장을 가진 뜨거운 플라즈마 볼입니다.
  • 폭발 이후 시간이 지날수록 전파 방출이 약해지고 플라즈마 온도가 낮아집니다.
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