Sunum Konusu: Yıldızların doğuşu ve evrimi. Sunum Konusu: Yıldızların doğuşu ve evrimi Evrendeki yıldızların oluşumuna yol açan yerçekimi kuvvetlerinin etkisini tanıtın
slayt 1
slayt 2
Yıldızlar Evrenin %98'i yıldızlardan oluşur. Aynı zamanda galaksinin ana unsurudurlar. “Yıldızlar, diğer gazların yanı sıra devasa helyum ve hidrojen toplarıdır. Yerçekimi onları içeri çeker ve sıcak gaz basıncı onları dışarı iterek denge oluşturur. Bir yıldızın enerjisi, her ikinci helyumun hidrojenle etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur.”
slayt 3
Yıldızların yaşamı Yıldızların yaşam yolu tam bir döngüdür - doğum, büyüme, nispeten sakin bir aktivite dönemi, ıstırap, ölüm ve bireysel bir organizmanın yaşam yoluna benzer. Gökbilimciler, tek bir yıldızın ömrünü baştan sona izleyemiyorlar. En kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır varlar - sadece bir kişinin değil, tüm insanlığın hayatından daha uzun. Bununla birlikte, bilim adamları, gelişimlerinin çeşitli aşamalarında - yeni doğmuş ve ölmekte olan - birçok yıldızı gözlemleyebilirler. Çok sayıda yıldız portresine dayanarak, her yıldızın evrim yolunu yeniden oluşturmaya ve biyografisini yazmaya çalışıyorlar.
slayt 4
slayt 5
Yıldız oluşum bölgeleri Yıldız oluşum bölgeleri. 105 güneş kütlesinden daha büyük kütlelere sahip dev moleküler bulutlar (Galakside 6.000'den fazlası biliniyor) 6.000 ışıkyılı uzaklıktaki Kartal Bulutsusu, Yılan takımyıldızında genç bir açık yıldız kümesidir, bulutsunun karanlık bölgeleri protostarlardır.
slayt 6
Avcı Bulutsusu Avcı Bulutsusu, yeşilimsi bir tonla parıldayan bir salma bulutsusu olup, Avcı Kuşağı'nın altında yer alır ve bizden 1300 ışıkyılı uzaklıkta ve 33 ışıkyılı büyüklüğünde çıplak gözle bile görülebilir.
Slayt 7
Kütleçekimsel büzülme Yerçekimsel büzülme Sıkıştırma, Newton'un fikri olan yerçekimsel kararsızlığın bir sonucudur. Jeans daha sonra tanımlandı minimum boyutlar kendiliğinden sıkıştırmanın başlayabileceği bulutlar. Ortamın oldukça etkili bir şekilde soğutulması gerçekleşir: serbest bırakılan yerçekimi enerjisi, uzaya giden kızılötesi radyasyona gider.
Slayt 8
Protostar Protostar Bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir. İç bölgelerin sıcaklığı yükselmeye başlar. Bir önyıldızın içindeki sıcaklık, termonükleer füzyon reaksiyonlarının eşiğine ulaşır. Sıkıştırma bir süre durur.
Slayt 9
Genç bir yıldızın durağan durumu H-R diyagramının ana dizisine ulaştı, hidrojen yakma süreci başladı - ana yıldız nükleer yakıtı pratikte sıkıştırılmıyor ve enerji rezervleri artık kimyasal bileşimindeki yavaş bir değişikliği değiştirmiyor. merkezi bölgeler, hidrojenin helyuma dönüşmesi nedeniyle
slayt 10
slayt 11
Devler ve süperdevler Hidrojen tamamen tükendiğinde, yıldız ana diziyi devler veya büyük kütlelerle süperdevler bölgesinde bırakır Devler ve süperdevler
slayt 12
Bir yıldızın yerçekimi büzülme kütlesi< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в ЧЕРНЫХ КАРЛИКОВ Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия.
slayt 13
Cüceler Yıldızlararası bir toz bulutu içinde beyaz bir cüce Boğa takımyıldızında iki genç siyah cüce
slayt 14
Yıldızın kütlesi yıldızın kütlesi > 1,4 güneş kütlesi: yerçekimi sıkıştırma kuvvetleri çok yüksektir, maddenin yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır büyük enerji açığa çıkar - 10 ^ 45 J sıcaklık - 10 ^ 11 K süpernova patlaması yıldızın çoğu 1000-5000 km/s hızla uzaya fırlatılır nötrino akıntıları bir yıldızın çekirdeğini soğutur - Nötron yıldızı
Yıldızlı gökyüzünde yıldızlarla birlikte gaz ve toz (hidrojen) parçacıklarından oluşan bulutlar vardır. Bazıları o kadar yoğun ki yerçekiminin etkisi altında küçülmeye başlıyorlar. Gaz sıkıştırıldıkça ısınır ve kızılötesi ışınlar yaymaya başlar. Bu aşamada yıldıza PROTOSTAR adı verilir. Protostarın iç kısmındaki sıcaklık 10 milyon dereceye ulaştığında, hidrojeni helyuma dönüştürmek için termonükleer bir reaksiyon başlar ve protostar ışık yayan sıradan bir yıldıza dönüşür. Güneş gibi orta büyüklükteki yıldızlar ortalama 10 milyar yıl parlarlar. Yaşam döngüsünün ortasında olduğu için Güneş'in hala üzerinde olduğuna inanılıyor.
Bir termonükleer reaksiyon sırasında tüm hidrojen helyuma dönüşür, bir helyum tabakası oluşur. Helyum tabakasındaki sıcaklık 100 milyon Kelvin'den az ise, helyum çekirdeklerinin nitrojen ve karbon çekirdeklerine dönüşmesi gibi başka bir termonükleer reaksiyon meydana gelmez, termonükleer reaksiyon yıldızın merkezinde değil, sadece hidrojen tabakasında meydana gelir. helyum tabakasına bitişikken, yıldızın içindeki sıcaklık giderek artar. Sıcaklık 100 milyon Kelvin'e ulaştığında helyum çekirdeğinde termonükleer bir reaksiyon başlarken, helyum çekirdekleri karbon, nitrojen ve oksijen çekirdeklerine dönüşür. Yıldızın parlaklığı ve boyutu artar, sıradan bir yıldız kırmızı dev veya süperdev olur. Kütlesi 1,2 güneş kütlesinden fazla olmayan yıldızların yıldız çevresi kabuğu, yavaş yavaş genişler ve sonunda çekirdekten kopar ve yıldız, yavaş yavaş soğuyan ve solan beyaz bir cüceye dönüşür. Bir yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesinin yaklaşık iki katı ise, bu tür yıldızlar ömürlerinin sonunda kararsız hale gelirler ve patlayarak süpernova olurlar ve sonra nötron yıldızlarına veya karadeliğe dönüşürler.
Kırmızı dev, ömrünün sonunda beyaz cüceye dönüşür. Beyaz cüce, kırmızı devin helyum, nitrojen, oksijen, karbon ve demirden oluşan süper yoğun çekirdeğidir. Beyaz cüce oldukça sıkıştırılmıştır. Yarıçapı yaklaşık 5000 km'dir, yani yaklaşık olarak Dünya'mıza eşittir. Üstelik yoğunluğu yaklaşık 4 × 10 6 g / cm3'tür, yani böyle bir madde Dünya'daki sudan dört milyon daha ağırdır. Yüzeyindeki sıcaklık 10000K'dır. Beyaz cüce çok yavaş soğur ve dünyanın sonuna kadar var olmaya devam eder.
Bir süpernova, yerçekimi çöküşü sırasında evrimini tamamlama anında bir yıldızdır. Bir süpernova oluşumu, kütlesi 8-10 güneş kütlesinin üzerinde olan yıldızların varlığını sona erdirir. Dev bir süpernova patlamasının olduğu yerde bir nötron yıldızı veya bir kara delik kalır ve bu nesnelerin çevresinde bir süre patlayan yıldızın kabuklarının kalıntıları gözlenir. Galaksimizdeki bir süpernova patlaması oldukça nadir görülen bir olgudur. Ortalama olarak, bu her yüz yılda bir veya iki kez olur, bu nedenle bir yıldızın uzaya enerji yaydığı ve o saniyede milyarlarca yıldız gibi parladığı anı yakalamak çok zordur.
Bir nötron yıldızının oluşumu sırasında ortaya çıkan aşırı kuvvetler, atomları sıkıştırır, böylece çekirdeklere bastırılan elektronlar, nötronları oluşturmak için protonlarla birleşir. Böylece neredeyse tamamen nötronlardan oluşan bir yıldız doğar. Süper yoğun nükleer sıvı, Dünya'ya getirilirse bir nükleer bomba gibi patlar, ancak bir nötron yıldızında muazzam yerçekimi basıncı nedeniyle kararlıdır. Bununla birlikte, bir nötron yıldızının dış katmanlarında (aslında tüm yıldızlarda olduğu gibi), basınç ve sıcaklık düşüşü, yaklaşık bir kilometre kalınlığında katı bir kabuk oluşturur. Esas olarak demir çekirdeklerinden oluştuğuna inanılmaktadır.
Karadelikler Yıldız evrimi hakkındaki mevcut anlayışımıza göre, kütlesi yaklaşık 30 güneş kütlesinden daha büyük olan bir yıldız bir süpernova patlamasında öldüğünde, dış kabuğu uçar ve iç katmanlar hızla merkeze doğru çökerek bir kara delik oluşturur. yakıt rezervlerini tüketen yıldızın yeri. Yıldızlararası uzayda izole edilmiş bu kökene sahip bir kara deliği tespit etmek pratik olarak imkansızdır, çünkü o seyreltilmiş bir boşluktadır ve yerçekimi etkileşimleri açısından hiçbir şekilde kendini göstermez. Bununla birlikte, eğer böyle bir delik ikili bir yıldız sisteminin (kütle merkezleri etrafında dönen iki sıcak yıldız) parçasıysa, kara delik partner yıldızı üzerinde yine de kütleçekimsel bir etkiye sahip olacaktır. Kara delik. Ölümcül sınıra yaklaşırken, kara deliğin hunisine emilen madde, X'teki dalgaların radyasyon enerjisine kadar ısınana kadar, delik tarafından emilen parçacıklar arasındaki daha sık çarpışmalar nedeniyle kaçınılmaz olarak yoğunlaşacak ve ısınacaktır. -ışın aralığı. Gökbilimciler, bu tür X-ışını yoğunluk değişiminin frekansını ölçebilir ve bunu diğer mevcut verilerle karşılaştırarak, maddeyi kendi üzerine "çeken" bir nesnenin yaklaşık kütlesini hesaplayabilir. Bir nesnenin kütlesi Chandrasekhar sınırını (1,4 güneş kütlesi) aşarsa, bu nesne, armatürümüzün dejenere olmaya mahkum olduğu bir beyaz cüce olamaz. Bu tür çift X-ışını yıldızlarının gözlenen gözlemlerinin çoğunda, bir nötron yıldızı büyük kütleli bir nesnedir. Bununla birlikte, tek makul açıklamanın ikili yıldız sisteminde bir kara deliğin varlığı olduğu bir düzineden fazla vaka olmuştur.
Bir yıldızın derinliklerinde neredeyse tüm yaşamı boyunca meydana gelen termonükleer reaksiyonlar sırasında hidrojen helyuma dönüşür. Hidrojenin önemli bir kısmı helyuma dönüştükten sonra merkezindeki sıcaklık yükselir. Sıcaklık yaklaşık 200 milyon K'ye yükseldiğinde, helyum nükleer yakıt haline gelir ve daha sonra oksijen ve neona dönüşür. Yıldızın merkezindeki sıcaklık kademeli olarak 300 milyon K'ye kadar yükselir. Ancak bu kadar yüksek sıcaklıklarda bile oksijen ve neon oldukça kararlıdır ve nükleer reaksiyonlara girmezler. Bununla birlikte, bir süre sonra sıcaklık iki katına çıkar, şimdi zaten 600 milyon K'ye eşittir. Ve sonra neon, reaksiyonlar sırasında magnezyum ve silikona dönüşen nükleer yakıt haline gelir. Magnezyum oluşumuna serbest nötronların salınması eşlik eder. Bu metallerle reaksiyona giren serbest nötronlar, doğal elementlerin en ağırı olan uranyuma kadar daha ağır metallerin atomlarını oluşturur.
Ancak çekirdekteki tüm neonlar tükendi. Çekirdek büzülmeye başlar ve yine büzülmeye sıcaklıkta bir artış eşlik eder. Bir sonraki aşama, her iki oksijen atomunun bir araya gelerek bir silikon atomu ve bir helyum atomu oluşturmasıyla başlar. Çiftler halinde bağlanan silikon atomları, yakında demir atomlarına dönüşen nikel atomlarını oluşturur. Yeni kimyasal elementlerin ortaya çıkışının eşlik ettiği nükleer reaksiyonlar, yalnızca nötronları değil, aynı zamanda protonları ve helyum atomlarını da içerir. Kükürt, alüminyum, kalsiyum, argon, fosfor, klor ve potasyum gibi elementler ortaya çıkar. 2-5 milyar K sıcaklıklarda titanyum, vanadyum, krom, demir, kobalt, çinko ve diğerleri doğar, ancak tüm bu elementler arasında en çok temsil edilen demirdir.
Yıldız, iç yapısıyla artık her katmanı esasen herhangi bir elementle doldurulmuş bir soğanı andırıyor. Demir oluşumuyla birlikte yıldız, dramatik bir patlamanın arifesinde. Bir yıldızın demir çekirdeğinde meydana gelen nükleer reaksiyonlar, protonların nötronlara dönüşmesine yol açar. Bu durumda, yanlarında yıldızın enerjisinin önemli bir miktarını uzaya taşıyan nötrino akımları yayılır. Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık yüksekse, bu enerji kayıplarının ciddi sonuçları olabilir, çünkü yıldızın kararlılığını korumak için gerekli olan radyasyon basıncında bir azalmaya yol açarlar. Ve bunun bir sonucu olarak, gerekli enerjiyi yıldıza iletmek için tasarlanmış yerçekimi kuvvetleri yeniden devreye giriyor. Yerçekimi kuvvetleri yıldızı gittikçe daha hızlı sıkıştırıyor ve nötrinolar tarafından taşınan enerjiyi yeniliyor.
Daha önce olduğu gibi, yıldızın sıkışmasına, sonunda 4-5 milyar K'ye ulaşan bir sıcaklık artışı eşlik ediyor. Şimdi olaylar biraz farklı gelişiyor. Demir grubunun elementlerinden oluşan çekirdek ciddi değişikliklere uğrar: bu grubun elementleri artık daha ağır elementlerin oluşumuyla reaksiyona girmez, devasa bir nötron akışı yayarak helyuma dönüşür. Bu nötronların çoğu, yıldızın dış katmanlarının maddesi tarafından yakalanır ve ağır elementlerin oluşumunda yer alır. Bu aşamada, yıldız kritik bir duruma ulaşır. Ağır kimyasal elementler oluşturulduğunda, hafif çekirdeklerin füzyonu sonucunda enerji açığa çıktı. Böylece yıldız, yüz milyonlarca yıl boyunca büyük miktarlarda yayar. Şimdi nükleer reaksiyonların son ürünleri tekrar bozunarak helyumu oluşturur: yıldız daha önce kaybedilen enerjiyi telafi etmek zorunda kalır.
Betelgeuse patlamaya hazırlanıyor (c Arapça. "İkizlerin Evi") - Orion takımyıldızında kırmızı bir süperdev. Gökbilimciler tarafından bilinen en büyük yıldızlardan biri. Güneş yerine konulsaydı, minimum boyutunda Mars'ın yörüngesini doldurur ve maksimum boyutunda Jüpiter'in yörüngesine ulaşırdı. Betelgeuse'un hacmi güneşten neredeyse 160 milyon kat daha büyük. Ve en parlaklarından biridir - parlaklığı güneşten kat kat fazladır. Yaşı, uzay standartlarına göre sadece yaklaşık 10 milyon yıldır ve bu kızgın dev uzay "Çernobil" şimdiden patlamanın eşiğinde. Kızıl dev şimdiden acı çekmeye ve küçülmeye başladı. 1993'ten 2009'a kadar olan gözlem döneminde yıldızın çapı %15 küçüldü ve şimdi gözlerimizin önünde küçülüyor. NASA gökbilimcileri, korkunç patlamanın yıldızın parlaklığını bin kat artıracağını vaat ediyor. Ancak bizden ışık yılı uzakta olduğu için felaket gezegenimizi hiçbir şekilde etkilemeyecek. Ve patlamanın sonucu bir süpernova oluşumu olacaktır.
Bu nadir olay dünyadan nasıl görünecek? Aniden gökyüzünde çok parlak bir yıldız parlayacak .. Böyle bir uzay gösterisi yaklaşık altı hafta sürecek, bu da gezegenin belirli bölgelerinde, insanların geri kalanında bir buçuk aydan fazla "beyaz geceler" anlamına geliyor. iki veya üç saat daha gün ışığının ve geceleri patlayan bir yıldızın keyifli manzarasının tadını çıkaracak. Patlamadan iki veya üç hafta sonra yıldız solmaya başlayacak ve birkaç yıl içinde nihayet dünyevi bir gözlemci için Yengeç benzeri bir nebulaya dönüşecek. Pekala, patlamadan sonra yüklü parçacık dalgaları birkaç yüzyıl içinde Dünya'ya ulaşacak ve Dünya sakinleri küçük (öldürücüden 4-5 kat daha az) dozda iyonlaştırıcı radyasyon alacaklar. Ancak her durumda endişelenmemelisiniz - bilim adamlarının dediği gibi, Dünya ve sakinleri için bir tehdit yoktur, ancak böyle bir olay kendi içinde benzersizdir - Dünya'daki bir süpernova patlamasının son kanıtı 1054 tarihlidir.
İçerik
- yıldızların doğuşu
- Ünlü hayatı
- Beyaz cüceler ve nötron delikleri
- Kara delikler
- yıldızların ölümü
- Evrendeki yıldızların oluşumuna yol açan yerçekimi kuvvetlerinin etkisini tanımak.
- Yıldızların evrim sürecini düşünün.
- Yıldızların uzamsal hız kavramını verin.
- Yıldızların fiziksel doğasını tanımlar.
- Boşluk, boş olduğuna inanılarak genellikle havasız alan olarak adlandırılır. Ancak öyle değil. Yıldızlararası uzayda, özellikle helyum ve hidrojen olmak üzere toz ve gaz vardır ve ikincisi çok daha fazladır.
- Evrende yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında çökebilen koca bir toz ve gaz bulutları bile vardır.
- Sıkıştırma sürecinde, bulutun bir kısmı ısınacak ve yoğunlaşacaktır.
- Sıkıştırıcı maddenin kütlesi, sıkıştırma işlemi sırasında içinde nükleer reaksiyonların başlaması için yeterliyse, böyle bir buluttan bir yıldız elde edilir.
- Her "yenidoğan" yıldız, ilk kütlesine bağlı olarak, Hertzsprung-Russell diyagramında belirli bir yeri kaplar - bir ekseninde yıldızın renk indeksinin çizildiği bir grafik ve diğerinde - parlaklığı, yani. saniyede yayılan enerji miktarı.
- Bir yıldızın renk indeksi, yüzey katmanlarının sıcaklığıyla ilişkilidir - sıcaklık ne kadar düşükse, yıldız o kadar kırmızıdır ve renk indeksi daha yüksektir.
- Evrim sürecinde yıldızlar, bir gruptan diğerine geçerek "spektrum-parlaklık" diyagramındaki konumlarını değiştirirler. Bir yıldız hayatının çoğunu Ana Dizide geçirir. Sağında ve yukarısında hem en genç yıldızlar hem de evrimsel yollarında çok ilerlemiş yıldızlar var.
- Bir yıldızın ömrü esas olarak kütlesine bağlıdır. Teorik hesaplamalara göre, bir yıldızın kütlesi 0,08 önce 100 güneş kütleleri.
- Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, hidrojen o kadar hızlı yanar ve derinliklerinde termonükleer füzyon sürecinde daha ağır elementler oluşabilir. Evrimin geç bir aşamasında, yıldızın orta kısmında helyum yanması başladığında, Ana Diziden aşağı iner ve kütlesine bağlı olarak mavi veya kırmızı bir dev olur.
- Ancak yıldızın bir krizin eşiğine geldiği bir an gelir, artık iç basıncı sürdürmek ve yerçekimi kuvvetlerine direnmek için gerekli miktarda enerji üretemez. Kontrol edilemeyen sıkıştırma (çökme) süreci başlar.
- Çökme sonucunda çok büyük yoğunluğa sahip yıldızlar (beyaz cüceler) oluşur. Süper yoğun bir çekirdeğin oluşumuyla eş zamanlı olarak yıldız, bir gaz bulutuna - gezegenimsi bir bulutsuya dönüşen ve yavaş yavaş uzayda dağılan dış kabuğunu atar.
- Daha büyük kütleli bir yıldız, 10 km'lik bir yarıçapa küçülerek bir nötron yıldızına dönüşebilir. Bir yemek kaşığı nötron yıldızı 1 milyar ton ağırlığında! Daha da büyük kütleli bir yıldızın evrimindeki son aşama, bir kara deliğin oluşumudur. Yıldız öyle bir küçülür ki, ikinci kozmik hız ışık hızına eşit olur. Bir kara delik bölgesinde, uzay güçlü bir şekilde kıvrılır ve zaman yavaşlar.
- Nötron yıldızlarının ve karadeliklerin oluşumu mutlaka güçlü bir patlama ile ilişkilidir. Gökyüzünde neredeyse parladığı galaksi kadar parlak bir nokta belirir. Bu bir süpernova. Gökyüzündeki en parlak yıldızların görünümü hakkında eski kroniklerde bulunan referanslar, devasa kozmik patlamaların kanıtlarından başka bir şey değildir.
- Yıldız, yüksek hızda genişleyen, yüzbinlerce yıl sonra yıldızlararası ortamda iz bırakmadan çözünen dış kabuğunun tamamını kaybeder ve ondan önce onu genişleyen bir gaz bulutsusu olarak gözlemleriz.
- İlk 20.000 yıl boyunca, gaz zarfının genişlemesine güçlü radyo emisyonu eşlik etti. Bu süre zarfında, süpernovada oluşan yüksek enerjili yüklü parçacıkları tutan manyetik alana sahip sıcak bir plazma topudur.
- Patlamanın üzerinden ne kadar çok zaman geçerse, radyo emisyonu o kadar zayıf ve plazma sıcaklığı o kadar düşük olur.
slayt 2
Evrenin %98'i yıldızlardan oluşur. Aynı zamanda galaksinin ana unsurudurlar.
“Yıldızlar, diğer gazların yanı sıra devasa helyum ve hidrojen toplarıdır. Yerçekimi onları içeri çeker ve sıcak gazın basıncı onları dışarı iterek bir denge oluşturur.Bir yıldızın enerjisi, helyumun her saniye hidrojenle etkileşime girdiği çekirdeğinde depolanır.
slayt 3
Yıldızların yaşam yolu tam bir döngüdür - doğum, büyüme, nispeten sakin bir aktivite dönemi, ıstırap, ölüm ve bireysel bir organizmanın yaşam yoluna benzer.
Gökbilimciler, tek bir yıldızın ömrünü baştan sona izleyemiyorlar. En kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır varlar - sadece bir kişinin değil, tüm insanlığın hayatından daha uzun. Bununla birlikte, bilim adamları, gelişimlerinin çeşitli aşamalarında - yeni doğmuş ve ölmekte olan - birçok yıldızı gözlemleyebilirler. Çok sayıda yıldız portresinden yola çıkarak, her yıldızın evrim yolunu yeniden oluşturmaya ve biyografisini yazmaya çalışıyorlar.
slayt 4
Hertzsprung-Russell diyagramı
slayt 5
Yıldız oluşum bölgeleri.
105 güneş kütlesinden daha büyük kütlelere sahip dev moleküler bulutlar (Galakside bunların 6.000'den fazlası bilinmektedir)
6.000 ışıkyılı uzaklıkta bulunan Kartal Bulutsusu, Yılan takımyıldızında yer alan genç bir açık yıldız kümesidir, bulutsunun karanlık bölgeleri protostarlardır.
slayt 6
Avcı Bulutsusu, yeşilimsi bir tonla parıldayan bir salma bulutsudur ve Avcı Kuşağı'nın altında yer alır ve bizden 1300 ışıkyılı uzaklıkta ve 33 ışıkyılı büyüklüğünde çıplak gözle bile görülebilir.
Slayt 7
yerçekimi kasılması
Sıkıştırma, Newton'un fikri olan yerçekimi kararsızlığının bir sonucudur.
Jeans daha sonra kendiliğinden kasılmanın başlayabileceği minimum bulut boyutunu belirledi.
Ortamın oldukça etkili bir şekilde soğutulması gerçekleşir: serbest bırakılan yerçekimi enerjisi, uzaya giden kızılötesi radyasyona gider.
Slayt 8
protostar
- Bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir.
- İç bölgelerin sıcaklığı yükselmeye başlar.
- Bir önyıldızın içindeki sıcaklık, termonükleer füzyon reaksiyonlarının eşiğine ulaşır.
- Sıkıştırma bir süre durur.
Slayt 9
- H-R diyagramının ana dizisine genç bir yıldız geldi
- ana yıldız nükleer yakıtı olan hidrojeni yakma süreci başladı
- pratik olarak hiç sıkıştırma yoktur ve enerji rezervleri artık değişmez
- hidrojenin helyuma dönüşmesi nedeniyle, merkezi bölgelerindeki kimyasal bileşimdeki yavaş değişim
Yıldız durağan bir duruma geçer
Slayt 10
Tipik bir yıldızın evriminin grafiği
slayt 11
hidrojen tamamen yandığında, yıldız ana diziyi devler bölgesinde veya yüksek kütlelerde süperdevler bölgesinde terk eder.
Devler ve süperdevler
slayt 12
- yıldız kütlesi< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
- elektronlar sosyalleşir, dejenere bir elektron gazı oluşturur
- yerçekimi daralması durur
- yoğunluk cm3 başına birkaç tona kadar çıkar
- hala T=10^4 K'yi koruyor
- yavaş yavaş soğur ve yavaşça küçülür (milyonlarca yıl)
- sonunda sakinleş ve SİYAH Cücelere dönüş
Tüm nükleer yakıt yandığında, yerçekimi sıkıştırma işlemi başlar.
slayt 13
- Yıldızlararası toz bulutu içindeki beyaz cüce
- Boğa takımyıldızında iki genç siyah cüce
Slayt 14
- yıldız kütlesi > 1,4 güneş kütlesi:
- yerçekimi kuvveti çok güçlü
- bir maddenin yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır
- büyük enerji açığa çıkar - 10 ^ 45 J
- sıcaklık – 10^11 K
- süpernova patlaması
- yıldızın çoğu 1000-5000 km/s hızla uzaya fırlatılır.
- nötrino akışları bir yıldızın çekirdeğini soğutur -
nötron yıldızı
slayt 1
slayt 2
Evrenin %98'i yıldızlardan oluşur. Aynı zamanda galaksinin ana unsurudurlar.
“Yıldızlar, diğer gazların yanı sıra devasa helyum ve hidrojen toplarıdır. Yerçekimi onları içeri çeker ve sıcak gaz basıncı onları dışarı iterek denge oluşturur. Bir yıldızın enerjisi, her ikinci helyumun hidrojenle etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur.”
slayt 3
Yıldızların yaşam yolu tam bir döngüdür - doğum, büyüme, nispeten sakin bir aktivite dönemi, ıstırap, ölüm ve bireysel bir organizmanın yaşam yoluna benzer.
Gökbilimciler, tek bir yıldızın ömrünü baştan sona izleyemiyorlar. En kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır varlar - sadece bir kişinin değil, tüm insanlığın hayatından daha uzun. Bununla birlikte, bilim adamları, gelişimlerinin çeşitli aşamalarında - yeni doğmuş ve ölmekte olan - birçok yıldızı gözlemleyebilirler. Çok sayıda yıldız portresine dayanarak, her yıldızın evrim yolunu yeniden oluşturmaya ve biyografisini yazmaya çalışıyorlar.
slayt 4
slayt 5
Yıldız oluşum bölgeleri.
105 güneş kütlesinden daha büyük kütlelere sahip dev moleküler bulutlar (Galakside bunların 6.000'den fazlası bilinmektedir)
Kartal Bulutsusu
6000 ışıkyılı uzaklıkta, Yılan takımyıldızında genç bir açık yıldız kümesi Nebuladaki karanlık bölgeler protostarlardır.
slayt 6
Avcı Bulutsusu
Avcı Kuşağı'nın altında yer alan ve bizden 1300 ışıkyılı uzaklıkta, 33 ışıkyılı büyüklüğünde, yeşilimsi bir renk tonuna sahip bir ışık salma bulutsusu çıplak gözle bile görülebiliyor.
Slayt 7
yerçekimi kasılması
Sıkıştırma, Newton'un fikri olan yerçekimi kararsızlığının bir sonucudur. Jeans daha sonra kendiliğinden kasılmanın başlayabileceği minimum bulut boyutunu belirledi.
Ortamın oldukça etkili bir şekilde soğutulması gerçekleşir: serbest bırakılan yerçekimi enerjisi, uzaya giden kızılötesi radyasyona gider.
Slayt 8
protostar
Bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir. İç bölgelerin sıcaklığı yükselmeye başlar. Bir önyıldızın içindeki sıcaklık, termonükleer füzyon reaksiyonlarının eşiğine ulaşır. Sıkıştırma bir süre durur.
Slayt 9
genç bir yıldız H-R diyagramının ana dizisine girdi, hidrojen yakma süreci başladı - ana yıldız nükleer yakıtı pratikte sıkıştırılmıyor ve enerji rezervleri artık merkezi bölgelerinde kimyasal bileşimde yavaş bir değişiklik nedeniyle değişmiyor hidrojenin helyuma dönüştürülmesine
Yıldız durağan bir duruma geçer
Slayt 10
slayt 11
hidrojen tamamen yandığında, yıldız ana diziden devler bölgesine veya yüksek kütlelerde süperdevlere doğru hareket eder.
Devler ve süperdevler
