Diapositive 1
Diapositive 2
L'Univers est composé à 98 % d'étoiles. Ils constituent également l'élément principal de la galaxie.
« Les étoiles sont d’énormes boules d’hélium et d’hydrogène, ainsi que d’autres gaz. La gravité les attire et la pression du gaz chaud les repousse, créant ainsi un équilibre. L’énergie d’une étoile est contenue dans son noyau, où l’hélium interagit avec l’hydrogène chaque seconde. »
Diapositive 3
Le chemin de vie des étoiles est un cycle complet - naissance, croissance, période d'activité relativement calme, agonie, mort, et ressemble au chemin de vie d'un organisme individuel.
Les astronomes ne sont pas en mesure de retracer la vie d’une étoile du début à la fin. Même les étoiles les plus courtes existent depuis des millions d’années – plus longtemps que la vie non seulement d’une personne, mais de toute l’humanité. Cependant, les scientifiques peuvent observer de nombreuses étoiles qui se trouvent à des stades très différents de leur développement : à peine nées et mourantes. A partir de nombreux portraits de stars, ils tentent de reconstituer le parcours évolutif de chaque étoile et d'écrire sa biographie.
Diapositive 4
Diapositive 5
Régions de formation d'étoiles.
Nuages moléculaires géants de masse supérieure à 105 masses solaires (on en connaît plus de 6 000 dans la Galaxie)
Nébuleuse de l'Aigle
À 6 000 années-lumière, un jeune amas d'étoiles ouvert dans la constellation du Serpens ; les zones sombres de la nébuleuse sont des protoétoiles ;
Diapositive 6
Nébuleuse d'Orion
une nébuleuse à émission lumineuse de teinte verdâtre et située sous la ceinture d'Orion est visible même à l'œil nu, à 1300 années-lumière et d'une magnitude de 33 années-lumière
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Compression gravitationnelle
La compression est une conséquence de l'instabilité gravitationnelle, idée de Newton. Jeans a ensuite déterminé la taille minimale des nuages dans laquelle une compression spontanée peut commencer.
Il y a un refroidissement assez efficace du milieu : l'énergie gravitationnelle libérée se transforme en rayonnement infrarouge qui se dirige vers l'espace.
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Protoétoile
À mesure que la densité des nuages augmente, ils deviennent opaques au rayonnement. La température des régions internes commence à augmenter. La température dans les entrailles d'une protoétoile atteint le seuil des réactions de fusion thermonucléaire. La compression s'arrête pendant un moment.
Diapositive 9
la jeune étoile est arrivée à la séquence principale du diagramme H-R, le processus de combustion de l'hydrogène a commencé - le combustible nucléaire stellaire principal n'est pratiquement pas comprimé et les réserves d'énergie ne changent plus, un changement lent de la composition chimique dans sa partie centrale ; régions, causées par la conversion de l’hydrogène en hélium
L'étoile entre dans un état stationnaire
Diapositive 10
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lorsque l'hydrogène brûle complètement, l'étoile quitte la séquence principale dans la région des géantes ou, à masse élevée, des supergéantes
Géants et supergéants
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L'évolution stellaire est la séquence de changements qu'une étoile subit au cours de sa vie, c'est-à-dire sur des centaines de milliers, des millions ou des milliards d'années, pendant qu'elle émet de la lumière et de la chaleur. Sur des périodes aussi longues, les changements sont assez importants.
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L’évolution d’une étoile commence dans un nuage moléculaire géant, également appelé berceau stellaire. La majeure partie de l’espace « vide » d’une galaxie contient en réalité entre 0,1 et 1 molécule par cm³. Un nuage moléculaire a une densité d'environ un million de molécules par cm³. La masse d'un tel nuage dépasse la masse du Soleil de 100 000 à 10 000 000 de fois en raison de sa taille : de 50 à 300 années-lumière de diamètre. Pendant que le nuage tourne librement autour du centre de sa galaxie d’origine, rien ne se passe. Cependant, en raison de l'inhomogénéité du champ gravitationnel, des perturbations peuvent survenir dans celui-ci, conduisant à des concentrations locales de masse. De telles perturbations provoquent un effondrement gravitationnel du nuage.
Diapositive 4
Lors de l'effondrement, le nuage moléculaire est divisé en parties, formant des amas de plus en plus petits. Les fragments d'une masse inférieure à environ 100 masses solaires sont capables de former une étoile. Dans de telles formations, le gaz se réchauffe à mesure qu'il se contracte en raison de la libération d'énergie potentielle gravitationnelle, et le nuage devient une protoétoile, se transformant en un objet sphérique en rotation. Les étoiles aux premiers stades de leur existence sont généralement cachées dans un nuage dense de poussière et de gaz. Ces cocons en formation d'étoiles peuvent souvent être vus se découpant sur l'émission lumineuse du gaz environnant. De telles formations sont appelées globules de Bok.
Diapositive 5
Les jeunes étoiles de faible masse (jusqu'à trois masses solaires) s'approchant de la séquence principale sont complètement convectives ; Le processus de convection couvre toutes les zones du soleil. Ce sont essentiellement des protoétoiles, au centre desquelles les réactions nucléaires ne font que commencer, et tout rayonnement se produit principalement en raison de la compression gravitationnelle. Bien que l'équilibre hydrostatique ne soit pas encore établi, la luminosité de l'étoile diminue à température effective constante.
Diapositive 6
Une très petite fraction des protoétoiles n’atteint pas des températures suffisantes pour les réactions de fusion thermonucléaire. Ces étoiles sont appelées « naines brunes » ; leur masse ne dépasse pas le dixième de celle du Soleil. Ces étoiles meurent rapidement et se refroidissent progressivement sur plusieurs centaines de millions d'années. Dans certaines des protoétoiles les plus massives, la température due à une forte compression peut atteindre 10 millions de K, permettant ainsi de synthétiser de l'hélium à partir de l'hydrogène. Une telle étoile commence à briller.
Diapositive 7
La réaction de combustion de l'hélium est très sensible à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. De fortes pulsations apparaissent, qui finissent par donner une accélération suffisante aux couches externes pour être projetées et se transformer en une nébuleuse planétaire. Au centre de la nébuleuse reste le noyau nu de l'étoile, dans lequel les réactions thermonucléaires s'arrêtent et, en refroidissant, elle se transforme en une naine blanche à l'hélium, ayant généralement une masse allant jusqu'à 0,5-0,6 solaire et un diamètre sur le ordre du diamètre de la Terre.
Diapositive 8
Lorsqu'une étoile atteint une taille moyenne (de 0,4 à 3,4 masses solaires) la phase géante rouge, son noyau manque d'hydrogène et les réactions de synthèse du carbone à partir de l'hélium commencent. Ce processus se produit à des températures plus élevées et donc le flux d'énergie provenant du noyau augmente, ce qui conduit au fait que les couches externes de l'étoile commencent à se dilater. Le début de la synthèse du carbone marque une nouvelle étape dans la vie d'une étoile et se poursuit pendant un certain temps. Pour une étoile de taille similaire au Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d’années.
Diapositive 9
Les jeunes étoiles d'une masse supérieure à 8 masses solaires ont déjà les caractéristiques des étoiles normales, puisqu'elles ont traversé toutes les étapes intermédiaires et ont pu atteindre une vitesse de réactions nucléaires telle qu'elles compensent les pertes d'énergie dues au rayonnement tandis que la masse du noyau hydrostatique s'accumule. Pour ces étoiles, les sorties de masse et de luminosité sont si importantes qu'elles non seulement arrêtent l'effondrement des régions externes du nuage moléculaire qui ne font pas encore partie de l'étoile, mais, au contraire, les repoussent. Ainsi, la masse de l’étoile résultante est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire. Très probablement, cela explique l'absence dans notre galaxie d'étoiles supérieures à environ 300 masses solaires.
Diapositive 10
Lorsqu’une étoile d’une masse supérieure à cinq fois celle du Soleil entre dans le stade de supergéante rouge, son noyau commence à rétrécir sous l’influence de la gravité. À mesure que la compression augmente, la température et la densité augmentent et une nouvelle séquence de réactions thermonucléaires commence. Dans de telles réactions, des éléments de plus en plus lourds sont synthétisés : hélium, carbone, oxygène, silicium et fer, ce qui freine temporairement l'effondrement du noyau. En fin de compte, à mesure que des éléments de plus en plus lourds du tableau périodique se forment, le fer 56 est synthétisé à partir du silicium. À ce stade, la poursuite de la fusion thermonucléaire devient impossible puisque le noyau de fer 56 présente un défaut de masse maximal et que la formation de noyaux plus lourds avec libération d'énergie est impossible. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine taille, la pression qui y règne n'est plus capable de résister à la gravité des couches externes de l'étoile, et l'effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa matière.
Diapositive 11
L'explosion de neutrinos qui l'accompagne provoque une onde de choc. De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif repoussent une grande partie de la matière accumulée par l'étoile - les éléments dits germes, notamment le fer et les éléments plus légers. La matière diffusante est bombardée par des neutrons éjectés du noyau, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris des éléments radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même le californium). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire, ce qui n'est cependant pas le seul moyen possible de leur formation, par exemple, cela est démontré par les étoiles au technétium.
Diapositive 12
L'onde de choc et les jets de neutrinos transportent la matière de l'étoile mourante vers l'espace interstellaire. Par la suite, en se refroidissant et en se déplaçant dans l’espace, ce matériau de supernova peut entrer en collision avec d’autres « déchets » spatiaux et éventuellement participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites. Les processus se produisant lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. Ce qui reste réellement de l’étoile d’origine est également discutable. Cependant, deux options sont envisagées : les étoiles à neutrons et les trous noirs.
Diapositive 13
La nébuleuse du Crabe est une nébuleuse gazeuse située dans la constellation du Taureau, qui est un reste de supernova et un plérion. Il est devenu le premier objet astronomique identifié avec une explosion historique de supernova, enregistrée par des astronomes chinois et arabes en 1054. Située à environ 6 500 années-lumière (2 kpc) de la Terre, la nébuleuse a un diamètre de 11 années-lumière (3,4 pc) et se dilate à une vitesse d'environ 1 500 kilomètres par seconde. Au centre de la nébuleuse se trouve une étoile à neutrons de 28 à 30 km de diamètre, qui émet des impulsions de rayonnement allant des rayons gamma aux ondes radio. Avec des émissions de rayons X et gamma supérieures à 30 keV, ce pulsar est la source persistante la plus puissante de ce type de rayonnement dans notre galaxie.
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Origine et évolution des galaxies et des étoiles Région de formation d'étoiles - Nébuleuse d'Orion (M42), Alnitak Alnilam
Modèle de formation d'étoiles Le rayon de la partie visible de l'Univers - la Métagalaxie ne peut pas dépasser la distance parcourue par le rayonnement en un temps égal à l'âge de l'Univers - 13,7 ± 2 milliards d'années selon les concepts modernes. Par conséquent, les galaxies nées près de 0,5 milliard d’années après le Big Bang ont plus de 13 milliards d’années. Les étoiles les plus anciennes, âgées de plus de 10 milliards d'années, font partie d'amas d'étoiles globulaires (populations de type 2 avec une faible teneur en éléments plus lourds que He). Très probablement, ils se sont formés en même temps que les galaxies. Amas d'étoiles globulaires M80 dans la constellation du Scorpion à 8280 pc.
Âge de l'Univers et des galaxies a) L'âge de notre Galaxie est de 13,7 milliards d'années (précision de 1 %). b) L'Univers est constitué de - 4% d'atomes de matière visible ; - 23 % sont occupés par la matière noire ; - les 73 % restants sont la mystérieuse « antigravité » (énergie noire), qui pousse l'Univers à s'étendre. Les galaxies ont commencé à se former 100 millions d’années après le Big Bang et, au cours des 3 à 5 milliards d’années suivantes, elles se sont formées et regroupées en amas. L’âge des galaxies elliptiques les plus anciennes est donc d’environ 14 milliards d’années. Les premières étoiles apparaissent 1 million d'années après le Big Bang, il doit donc y avoir des étoiles âgées d'environ 14 milliards d'années. Le 30 juin 2001, l'appareil astronomique de la NASA « MAP » (Microwave Anisotropy Probe) pesant 840 kg et coûtant 145 millions de dollars a été lancé depuis Cap Canaveral et le 1er octobre 2001, il a atteint le point de libration L2 (équilibre gravitationnel entre le Soleil, la Terre et la Lune), située à 1,5 million de kilomètres de la Terre. Le but du vaisseau spatial est de créer une image tridimensionnelle de l’explosion et d’observer une époque où les étoiles et les galaxies n’étaient pas encore apparues. WMAP : 1 poids d'équilibrage du système de stabilisation de précision, 2 capteurs du système de navigation, 3 unités électroniques de réception, 4 guides d'ondes, 5 antennes omnidirectionnelles, 6 miroirs 1,4*1,6 m, réflecteur 7 secondes, 8 refroidissement, Plate-forme à 9 supports, 10 appareils électroniques, 11 écrans protégés du soleil. À l'aide du vaisseau spatial WMAP de la NASA, qui collecte des informations sur le rayonnement micro-ondes de fond, il a été établi en 2006 :
Bref historique du développement de l'Univers TempsTempératureÉtat de l'Univers secPlus KExpansion inflationniste secPlus de KL'apparition de quarks et d'électrons sec10 12 KLa formation de protons et de neutrons sec - 3 min KL'émergence de noyaux de deutérium, d'hélium et de lithium 400 mille ans 4000 KFormation de atomes 15 millions d'années 300 KPoursuite de l'expansion du nuage de gaz 1 milliard d'années 20 KGénération des premières étoiles et galaxies 3 milliards d'années 10 K Formation de noyaux lourds lors d'explosions d'étoiles milliards d'années 3 KÉmergence de planètes et années de vie intelligente 10 -2 K Terminaison du processus de naissance des étoiles années KÉpuisement de l'énergie de toutes les étoiles années -20 K Évaporation des trous noirs et naissance des particules élémentaires années KAchèvement de l'évaporation de tous les trous noirs
Formation des étoiles Les étoiles se forment toujours en groupes (amas) en raison de l'instabilité gravitationnelle dans des nuages moléculaires froids (T=10K) et denses d'une masse d'au moins 2000 M. Les OGM d'une masse supérieure à 10 5 M (plus on en connaît plus de 6 000) qui contiennent jusqu'à 90 % du gaz moléculaire total de la Galaxie. Une accumulation de gaz froids et de poussières – globule B68 (catalogue Barnard), fragment d’OGM. La masse du globule peut atteindre jusqu'à 100 M. La compression est facilitée par les ondes de choc lors de l'expansion des restes de supernova, les ondes de densité spirales et le vent stellaire des étoiles chaudes OB. La température de la matière lors de la transition des nuages moléculaires à la fragmentation des nuages (apparition de globes) jusqu'aux étoiles augmente des millions de fois, et la densité - de plusieurs fois. Le stade de développement d'une étoile, caractérisé par la compression et ne disposant pas encore de sources d'énergie thermonucléaire, est appelé protoétoile (du grec protos « premier »).
Evolution des étoiles de type solaire Dans la protoétoile en formation, le noyau attire toute ou presque toute la matière, se contracte et lorsque la température à l'intérieur dépasse 10 millions de K, le processus de combustion de l'hydrogène commence (réaction thermonucléaire). Pour les étoiles avec M, 60 millions d'années se sont écoulées depuis le tout début. Sur la séquence principale, l'étape la plus longue de la vie, les étoiles de type solaire ont entre 9 et 10 milliards d'années. Dans la couche adjacente au noyau, en règle générale, l'hydrogène reste, les réactions proton-proton reprennent, la pression dans la coquille augmente considérablement et les couches externes de l'étoile augmentent fortement en taille - l'étoile se déplace vers la droite - dans le région des géantes rouges, dont la taille augmente d'environ 50 fois. En fin de vie, après le stade de géante rouge, l'étoile se contracte, se transforme en naine blanche, perd son enveloppe (jusqu'à 30 % de sa masse) sous forme de nébuleuse planétaire. La naine blanche continue de briller faiblement pendant très longtemps jusqu'à ce que sa chaleur soit complètement épuisée et qu'elle se transforme en naine noire morte. Une fois que l'étoile aura consommé l'hydrogène contenu dans la partie centrale, le noyau d'hélium commencera à se contracter, sa température augmentera tellement que des réactions avec une libération d'énergie importante commenceront (à la température K, la combustion de l'hélium commence - c'est un dixième de la temps de combustion de H).
Evolution des étoiles massives Deux facteurs principaux conduisant à la perte de stabilité et à l'effondrement sont désormais connus : = à des températures de 5 à 10 milliards de K, la photodissociation des noyaux de fer commence - la « fragmentation » des noyaux de fer en 13 particules alpha avec absorption de photons : 56 Fe + ? > 13 4 He + 4n, = à des températures plus élevées – dissociation de l'hélium 4 He > 2n + 2p et neutronisation de la substance (capture d'électrons par des protons avec formation de neutrons). La perte de la coquille de l'étoile s'explique par l'interaction des neutrinos avec la matière. La désintégration des noyaux nécessite une dépense énergétique importante, la substance perd son élasticité, le noyau se contracte et la température augmente, mais pas assez vite pour arrêter la compression. La majeure partie de l'énergie libérée lors de la compression est emportée par les neutrinos. À la suite de la neutronisation de la matière et de la dissociation des noyaux, une étoile explose vers l’intérieur : implosion. La matière de la région centrale de l'étoile tombe vers le centre à la vitesse d'une chute libre, entraînant successivement des couches de l'étoile de plus en plus éloignées du centre. L'effondrement qui a commencé peut être stoppé par l'élasticité d'une substance ayant atteint la densité nucléaire et constituée principalement de neutrons dégénérés (liquide neutronique). Dans ce cas, une étoile à neutrons se forme. La coquille de l'étoile prend un énorme élan et est projetée dans l'espace interstellaire à des vitesses allant jusqu'à km/s. Lors de l'effondrement des noyaux des étoiles les plus massives ayant une masse supérieure à 30 masses solaires, l'implosion du noyau conduit apparemment à la formation d'un trou noir. Dans les étoiles de masse supérieure à 10M, les réactions thermonucléaires se produisent dans des conditions non dégénérées jusqu'à la formation des éléments les plus stables du pic de fer (Fig). La masse du noyau en évolution dépend faiblement de la masse totale de l'étoile et est comprise entre 2 et 2,5 M. 13 4 He + 4n, = à des températures plus élevées – dissociation de l'hélium 4 He > 2n + 2p et neutronisation de la substance (capture d'électrons par des protons avec formation de neutrons). La perte de la coquille de l'étoile s'explique par l'interaction des neutrinos avec la matière. La désintégration des noyaux nécessite une dépense énergétique importante, la substance perd son élasticité, le noyau se contracte et la température augmente, mais pas assez vite pour arrêter la compression. La majeure partie de l'énergie libérée lors de la compression est emportée par les neutrinos. À la suite de la neutronisation de la matière et de la dissociation des noyaux, une étoile explose vers l’intérieur : implosion. La matière de la région centrale de l'étoile tombe vers le centre à la vitesse d'une chute libre, entraînant progressivement des couches de l'étoile de plus en plus éloignées du centre. L'effondrement qui a commencé peut être stoppé par l'élasticité d'une substance ayant atteint la densité nucléaire et constituée principalement de neutrons dégénérés (liquide neutronique). Dans ce cas, une étoile à neutrons se forme. La coquille de l'étoile prend un énorme élan et est projetée dans l'espace interstellaire à des vitesses pouvant atteindre 10 000 km/s. Lors de l'effondrement des noyaux des étoiles les plus massives ayant une masse supérieure à 30 masses solaires, l'implosion du noyau conduit apparemment à la formation d'un trou noir. Dans les étoiles de masse supérieure à 10M, les réactions thermonucléaires se produisent dans des conditions non dégénérées jusqu'à la formation des éléments les plus stables du pic de fer (Fig). La masse du noyau en évolution dépend faiblement de la masse totale de l'étoile et est comprise entre 2 et 2,5 M."> 
La dernière étape de l'évolution stellaire est la nébuleuse du Crabe - le reste gazeux d'une supernova à effondrement du noyau, dont l'explosion a été observée en 1054. Au centre se trouve une étoile à neutrons qui crache des particules qui font briller le gaz (bleu). Les filaments externes sont principalement composés d’hydrogène et d’hélium provenant de l’étoile massive détruite. NGC 6543, région interne de la nébuleuse de l'Œil de Chat, image en fausses couleurs (Hα rouge ; oxygène neutre bleu, 630 nm ; azote ionisé vert, nm). Les nébuleuses planétaires se forment lorsque les couches externes (coquilles) des géantes rouges et des supergéantes d'une masse de 2,58 solaires se détachent au stade final de leur évolution. Figure : Un disque d’accrétion de plasma chaud en orbite autour d’un trou noir.
L'Univers est composé à 98 % d'étoiles. Ils constituent l'élément principal de la galaxie. « Les étoiles sont d’énormes boules d’hélium et d’hydrogène, ainsi que d’autres gaz. La gravité les attire et la pression du gaz chaud les repousse, créant ainsi un équilibre. L’énergie d’une étoile est contenue dans son noyau, où l’hélium interagit avec l’hydrogène chaque seconde. »
Le chemin de vie des étoiles est un cycle complet - naissance, croissance, période d'activité relativement calme, agonie, mort, et ressemble au chemin de vie d'un organisme individuel. Les astronomes sont incapables de retracer la vie d’une étoile du début à la fin. Même les étoiles les plus courtes existent depuis des millions d’années – plus longtemps que la vie non seulement d’une personne, mais de toute l’humanité. Cependant, les scientifiques peuvent observer de nombreuses étoiles qui se trouvent à des stades très différents de leur développement : à peine nées et mourantes. A partir de nombreux portraits de stars, ils tentent de reconstituer le parcours évolutif de chaque étoile et d'écrire sa biographie.
Régions de formation d'étoiles. Nuages moléculaires géants avec des masses supérieures à 105 fois la masse du Soleil (ils sont mieux connus dans la Galaxie) La nébuleuse de l'Aigle, à 6000 années-lumière de nous, un jeune amas d'étoiles ouvert dans la constellation du Serpens, les zones sombres de la nébuleuse sont des protoétoiles
Compression gravitationnelle La compression est une conséquence de l'instabilité gravitationnelle, idée de Newton. Jeans a ensuite déterminé la taille minimale des nuages dans laquelle une compression spontanée peut commencer. Il y a un refroidissement assez efficace du milieu : l'énergie gravitationnelle libérée se transforme en rayonnement infrarouge qui se dirige vers l'espace.
Protostar À mesure que la densité d'un nuage augmente, celui-ci devient opaque au rayonnement. La température des régions internes commence à augmenter. La température dans les entrailles d'une protoétoile atteint le seuil des réactions de fusion thermonucléaire. La compression s'arrête pendant un moment.
La jeune étoile est arrivée sur la séquence principale du diagramme H-R ; le processus de combustion de l'hydrogène a commencé - le combustible nucléaire stellaire principal n'est pratiquement pas comprimé et les réserves d'énergie ne changent plus, la composition chimique de sa partie centrale change lentement ; régions, provoquées par la conversion de l'hydrogène en hélium. L'étoile entre dans un état stationnaire ;
Masse des étoiles 
1,4 masse du Soleil : les forces de compression gravitationnelles sont très élevées, la densité de matière atteint un million de tonnes par cm3, une énergie énorme est libérée - température de 10^45 J - explosion de supernova de 10^11 K, la majeure partie de l'étoile est projetée dans space" title="(!LANG : étoiles de masse > 1,4 masses solaires : les forces de compression gravitationnelles sont très élevées ; la densité de matière atteint un million de tonnes par cm3 ; une énergie énorme est libérée - 10^45 J ; température - 10^11 K ; explosion de supernova ; la majeure partie de l'étoile est projetée dans l'espace" class="link_thumb"> 14 !} masse de l'étoile > 1,4 masse solaire : les forces de compression gravitationnelles sont très élevées, la densité de matière atteint un million de tonnes par cm3 une énergie énorme est libérée - température de 10 ^ 45 J - explosion de supernova de 10 ^ 11 K, la majeure partie de l'étoile est projetée dans l'espace à une vitesse de km/s Les flux de neutrinos refroidissent le noyau de l'étoile - Étoile à neutrons 1,4 masses du Soleil : les forces de compression gravitationnelles sont très élevées ; la densité de matière atteint un million de tonnes par cm3 ; une énorme énergie est libérée – 10^45 J ; la température est de 10^11 K ; projetée dans l'espace"> 1,4 masse du Soleil : les forces de compression gravitationnelle sont très élevées, la densité de matière atteint un million de tonnes par cm3, une énergie énorme est libérée - température de 10^45 J - explosion de 10^11 K d'une supernova, la plupart de l'étoile est projetée dans l'espace à une vitesse de 1 000 à 5 000 km/s, les flux de neutrinos refroidissent le noyau de l'étoile - Étoile à neutrons"> 1,4 masses solaires : les forces de compression gravitationnelles sont très élevées ; la densité de matière atteint un million de tonnes par cm3 ; une énorme énergie est libérée - 10^45 J ; température - 10^11 K ; la majeure partie de l'étoile est projetée dans l'espace" title="(! LANG : masse de l'étoile > 1,4 masses solaires : les forces de compression gravitationnelles sont la très haute densité de matière atteint un million de tonnes par cm3 une énergie énorme est libérée - température de 10 ^ 45 J - explosion de supernova de 10 ^ 11 K, la majeure partie de l'étoile est projetée dans l'espace"> title="masse de l'étoile > 1,4 masse solaire : les forces de compression gravitationnelles sont très élevées, la densité de matière atteint un million de tonnes par cm3 une énorme énergie est libérée - température de 10^45 J - 10^11 K explosion d'une supernova, la majeure partie de l'étoile est projetée dans l'espace"> !}
2,5 masses solaires effondrement gravitationnel effondrement gravitationnel une étoile se transforme en trou noir une étoile se transforme en trou noir" title="star mass > 2,5 masses solaires effondrement gravitationnel effondrement gravitationnel une étoile se transforme en trou noir une étoile se transforme en trou noir" class="link_thumb"> 19 !} masse de l'étoile > 2,5 masses solaires effondrement gravitationnel effondrement gravitationnel l'étoile se transforme en trou noir l'étoile se transforme en trou noir 2,5 masses solaires effondrement gravitationnel effondrement gravitationnel l'étoile se transforme en trou noir l'étoile se transforme en trou noir"> 2,5 masses solaires effondrement gravitationnel effondrement gravitationnel l'étoile se transforme en trou noir l'étoile se transforme en trou noir"> 2,5 masses solaires effondrement gravitationnel effondrement gravitationnel étoile se transforme en trou noir se transforme en trou noir l'étoile se transforme en trou noir" title=" masse de l'étoile > 2,5 masses solaires effondrement gravitationnel effondrement gravitationnel l'étoile se transforme en trou noir l'étoile se transforme en trou noir"> title="masse de l'étoile > 2,5 masses solaires effondrement gravitationnel effondrement gravitationnel l'étoile se transforme en trou noir l'étoile se transforme en trou noir"> !}
Cousine Sophia et Shevyako Anna
L'astronomie en tant que matière a été supprimée du programme scolaire. Cependant, en physique de 11e année, selon le programme des normes éducatives de l'État fédéral, il existe un chapitre « Structure de l'Univers ». Ce chapitre contient des leçons sur les « Caractéristiques physiques des étoiles » et « l'évolution des étoiles ». Cette présentation, réalisée par les étudiants, constitue un matériel supplémentaire pour ces leçons. Le travail a été réalisé de manière esthétique, colorée, compétente, et le matériel proposé dépasse le cadre du programme.
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Légendes des diapositives :
La naissance et l'évolution des étoiles Le travail a été réalisé par les élèves de la 11e année « L » de MBOU « Lycée n° 37 » à Kemerovo, Kuzina Sofya et Shevyako Anna. Responsable : Olga Vladimirovna Shinkorenko, professeur de physique.
Naissance d'une étoile L'espace est souvent appelé espace airless, le croyant vide. Cependant, ce n’est pas vrai. Dans l’espace interstellaire, il y a de la poussière et des gaz, principalement de l’hélium et de l’hydrogène, et bien davantage de ce dernier. Il existe même des nuages entiers de poussière et de gaz dans l’Univers qui peuvent être comprimés sous l’influence de la gravité.
Naissance d'une étoile Durant le processus de compression, une partie du nuage deviendra plus dense à mesure qu'il se réchauffe. Si la masse de la substance comprimée est suffisante pour que des réactions nucléaires commencent à s'y produire pendant le processus de compression, alors une étoile émerge d'un tel nuage.
Naissance d'une étoile Chaque étoile « nouveau-née », en fonction de sa masse initiale, occupe une certaine place sur le diagramme de Hertzsprung-Russell - un graphique sur un axe duquel est tracée la couleur de l'étoile, et sur l'autre - sa luminosité, c'est-à-dire la quantité d'énergie émise par seconde. L'indice de couleur d'une étoile est lié à la température de ses couches superficielles : plus la température est basse, plus l'étoile est rouge et plus son indice de couleur est élevé.
Vie d'une étoile Au cours du processus d'évolution, les étoiles changent de position sur le diagramme spectre-luminosité, passant d'un groupe à l'autre. La star passe la majeure partie de sa vie sur la séquence principale. À droite et en haut se trouvent à la fois les étoiles les plus jeunes et les étoiles qui ont beaucoup avancé sur leur chemin d'évolution.
Vie d'une étoile La durée de vie d'une étoile dépend principalement de sa masse. Selon les calculs théoriques, la masse d'une étoile peut varier de 0,08 à 100 masses solaires. Plus la masse d'une étoile est grande, plus l'hydrogène brûle rapidement et des éléments plus lourds peuvent se former lors de la fusion thermonucléaire dans ses profondeurs. À un stade avancé de l'évolution, lorsque la combustion de l'hélium commence dans la partie centrale de l'étoile, celle-ci quitte la Séquence Principale et devient, selon sa masse, une géante bleue ou rouge.
La vie d'une étoile Mais il arrive un moment où une étoile est au bord d'une crise ; elle ne peut plus générer la quantité d'énergie nécessaire pour maintenir la pression interne et résister aux forces de gravité. Le processus de compression incontrôlable (effondrement) commence. À la suite de l’effondrement, des étoiles d’une densité énorme (naines blanches) se forment. Simultanément à la formation d'un noyau ultradense, l'étoile se débarrasse de sa coque externe, qui se transforme en un nuage de gaz - une nébuleuse planétaire et se dissipe progressivement dans l'espace. Une étoile de plus grande masse peut se contracter dans un rayon de 10 km et se transformer en étoile à neutrons. Une cuillère à soupe d'étoile à neutrons pèse 1 milliard de tonnes ! La dernière étape de l’évolution d’une étoile encore plus massive est la formation d’un trou noir. L'étoile se contracte jusqu'à atteindre une taille telle que la seconde vitesse de fuite devient égale à la vitesse de la lumière. Dans la zone d'un trou noir, l'espace est fortement courbé et le temps ralentit.
La vie d'une étoile La formation d'étoiles à neutrons et de trous noirs est nécessairement associée à une puissante explosion. Un point brillant apparaît dans le ciel, presque aussi brillant que la galaxie dans laquelle il a éclaté. C'est une "Supernova". Les mentions trouvées dans les chroniques anciennes sur l'apparition des étoiles les plus brillantes dans le ciel ne sont rien de plus que la preuve d'explosions cosmiques colossales.
Mort d'une étoile L'étoile perd toute sa coque externe qui, s'envolant à grande vitesse, se dissout sans laisser de trace dans le milieu interstellaire après des centaines de milliers d'années, et avant cela on l'observe comme une nébuleuse gazeuse en expansion. Pendant les 20 000 premières années, l’expansion de la coque gazeuse s’accompagne de puissantes émissions radio. Pendant ce temps, c'est une boule de plasma chaude qui possède un champ magnétique qui emprisonne les particules chargées de haute énergie produites dans la Supernova. Plus le temps s'est écoulé depuis l'explosion, plus l'émission radio est faible et plus la température du plasma est basse.
Exemples d'étoiles Galaxie dans la constellation Ursa Major Ursa Major
Exemples des principales constellations d'Andromède
Littérature utilisée Karpenkov S. Kh. Concepts des sciences naturelles modernes. - M., 1997. Shklovsky I. S. Stars : leur naissance, leur vie et leur mort. - M. : Nauka, Rédaction principale de littérature physique et mathématique, 1984. - 384 p. Vladimir Surdin Comment naissent les étoiles - Rubrique « Planétarium », Autour du monde, n° 2 (2809), février 2008 Karpenkov S. Kh. Concepts de base des sciences naturelles. - M., 1998. Novikov I. D. Evolution de l'Univers. - M., 1990. Rovinsky R. E. L'Univers en développement. - M., 1995.
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