Slayt 1
Slayt 2
Evrenin %98'i yıldızlardan oluşur. Onlar aynı zamanda galaksinin ana unsurudur.
“Yıldızlar helyum, hidrojen ve diğer gazlardan oluşan dev toplardır. Yerçekimi onları içeri çeker ve sıcak gazın basıncı onları dışarı iterek denge yaratır. Bir yıldızın enerjisi, helyumun her saniye hidrojenle etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur.”
Slayt 3
Yıldızların yaşam yolu tam bir döngüdür - doğum, büyüme, nispeten sessiz bir faaliyet dönemi, ıstırap, ölüm ve bireysel bir organizmanın yaşam yoluna benzer.
Gökbilimciler bir yıldızın yaşamını başından sonuna kadar izleyemiyorlar. En kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır var oluyor; bu, yalnızca bir kişinin değil, tüm insanlığın ömründen daha uzun. Bununla birlikte, bilim insanları pek çok yıldızı gelişimlerinin çok farklı aşamalarında (yeni doğmuş ve ölmekte olan) gözlemleyebilmektedir. Çok sayıda yıldız portresine dayanarak, her yıldızın evrimsel yolunu yeniden inşa etmeye ve biyografisini yazmaya çalışıyorlar.
Slayt 4
Slayt 5
Yıldız oluşturan bölgeler.
Kütleleri 105 güneş kütlesinden daha büyük olan dev moleküler bulutlar (bunlardan 6.000'den fazlası Galakside bilinmektedir)
Kartal Bulutsusu
6000 ışıkyılı uzaklıkta, Serpens takımyıldızındaki genç bir açık yıldız kümesi, nebuladaki karanlık alanlar ön yıldızlardır;
Slayt 6
Avcı Bulutsusu
Orion Kuşağı'nın altında bulunan, yeşilimsi bir renk tonuna sahip parlak bir emisyon bulutsusu, 1300 ışıkyılı uzaklıkta ve 33 ışıkyılı büyüklüğünde çıplak gözle bile görülebilmektedir.
Slayt 7
Yerçekimi sıkıştırması
Newton'un fikrine göre, sıkışma yerçekimsel kararsızlığın bir sonucudur. Jeans daha sonra kendiliğinden sıkışmanın başlayabileceği minimum bulut boyutunu belirledi.
Ortamın oldukça etkili bir şekilde soğutulması vardır: Serbest bırakılan yerçekimi enerjisi, uzaya giden kızılötesi radyasyona gider.
Slayt 8
Önyıldız
Bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir. İç bölgelerin sıcaklığı artmaya başlar. Bir protostarın bağırsaklarındaki sıcaklık, termonükleer füzyon reaksiyonlarının eşiğine ulaşır. Sıkıştırma bir süreliğine durur.
Slayt 9
genç yıldız H-R diyagramının ana dizisine ulaştı, hidrojeni yakma süreci başladı - ana yıldız nükleer yakıtı pratikte sıkıştırılmıyor ve enerji rezervleri artık merkezinin kimyasal bileşiminde yavaş bir değişiklik yapmıyor; hidrojenin helyuma dönüşmesi sonucu oluşan bölgeler
Yıldız sabit bir duruma giriyor
Slayt 10
Slayt 11
Hidrojen tamamen yandığında yıldız ana diziyi devlerin veya yüksek kütlelerde süperdevlerin bölgesine bırakır.
Devler ve süper devler
Slayt 2
Yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı boyunca, yani yüz binlerce, milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisidir. Bu kadar muazzam zaman dilimleri boyunca, değişiklikler oldukça önemlidir.
Slayt 3
Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar. Bir galaksideki "boş" alanın çoğu aslında cm³ başına 0,1 ila 1 molekül içerir. Bir moleküler bulutun yoğunluğu cm³ başına yaklaşık bir milyon moleküldür. Böyle bir bulutun kütlesi, büyüklüğü nedeniyle Güneş'in kütlesini 100.000-10.000.000 kat aşıyor: çapı 50 ila 300 ışık yılı arasında. Bulut, kendi galaksisinin merkezi etrafında serbestçe dönerken hiçbir şey olmuyor. Bununla birlikte, yerçekimi alanının homojen olmaması nedeniyle, yerel kütle konsantrasyonlarına yol açan rahatsızlıklar ortaya çıkabilir. Bu tür rahatsızlıklar bulutun yerçekimsel çökmesine neden olur.
Slayt 4
Çökme sırasında moleküler bulut parçalara bölünerek giderek daha küçük kümeler oluşur. Kütlesi ~100 güneş kütlesinden az olan parçalar bir yıldız oluşturma kapasitesine sahiptir. Bu tür oluşumlarda gaz, yerçekimi potansiyel enerjisinin salınması nedeniyle büzülürken ısınır ve bulut bir ön yıldız haline gelerek dönen küresel bir nesneye dönüşür. Varlıklarının ilk aşamalarındaki yıldızlar genellikle yoğun bir toz ve gaz bulutu içerisinde gizlenir. Yıldız oluşturan bu kozalar genellikle çevredeki gazın parlak emisyonuna karşı siluet halinde görülebilir. Bu tür oluşumlara Bok kürecikleri denir.
Slayt 5
Ana diziye yaklaşan genç, düşük kütleli yıldızlar (üç güneş kütlesine kadar) tamamen konvektiftir; Konveksiyon süreci güneşin tüm alanlarını kapsar. Bunlar esasen, merkezlerinde nükleer reaksiyonların henüz yeni başladığı ön yıldızlardır ve tüm radyasyon esas olarak yerçekimsel sıkıştırma nedeniyle meydana gelir. Hidrostatik denge henüz kurulmamış olmasına rağmen sabit etkili sıcaklıkta yıldızın parlaklığı azalır.
Slayt 6
Önyıldızların çok küçük bir kısmı, termonükleer füzyon reaksiyonları için yeterli sıcaklıklara ulaşamaz. Bu tür yıldızlara "kahverengi cüceler" denir; kütleleri Güneş'in onda birini geçmez. Bu tür yıldızlar hızla ölürler ve birkaç yüz milyon yıl içinde yavaş yavaş soğurlar. En büyük önyıldızların bazılarında, güçlü sıkıştırmadan kaynaklanan sıcaklık 10 milyon K'ye ulaşabilir ve bu da hidrojenden helyumun sentezlenmesini mümkün kılar. Böyle bir yıldız parlamaya başlar.
Slayt 7
Helyumun yanma reaksiyonu sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük istikrarsızlığa yol açar. Sonunda dış katmanlara fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsuya dönüşmeleri için yeterli ivme kazandıran güçlü titreşimler ortaya çıkar. Bulutsunun merkezinde, yıldızın termonükleer reaksiyonların durduğu çıplak çekirdeği kalır ve soğudukça genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine ve çapına sahip bir helyum beyaz cücesine dönüşür. Dünyanın çapına göre sıralanır.
Slayt 8
Bir yıldız ortalama bir büyüklüğe (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi) ulaştığında kırmızı dev fazına ulaşır, çekirdeğindeki hidrojen biter ve helyumdan karbon sentezi reaksiyonları başlar. Bu işlem daha yüksek sıcaklıklarda meydana gelir ve dolayısıyla çekirdekten enerji akışı artar, bu da yıldızın dış katmanlarının genişlemeye başlamasına neden olur. Karbon sentezinin başlangıcı bir yıldızın yaşamında yeni bir aşamaya işaret eder ve bir süre daha devam eder. Güneş'e benzer büyüklükteki bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir.
Slayt 9
Kütlesi 8 güneş kütlesinden daha büyük olan genç yıldızlar, tüm ara aşamalardan geçtikleri ve kütleleri sabit kalırken radyasyondan kaynaklanan enerji kayıplarını telafi edecek kadar nükleer reaksiyon hızına ulaşabildikleri için zaten normal yıldızların özelliklerine sahiptirler. hidrostatik çekirdek birikir. Bu yıldızlar için kütle ve parlaklık akışı o kadar büyüktür ki, moleküler bulutun henüz yıldızın bir parçası haline gelmemiş dış bölgelerinin çöküşünü durdurmakla kalmaz, tam tersine onları uzaklaştırır. Böylece, ortaya çıkan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla bu, galaksimizde yaklaşık 300 güneş kütlesinden daha büyük yıldızların yokluğunu açıklıyor.
Slayt 10
Kütlesi Güneş'in beş katından büyük olan bir yıldız, kırmızı üstdev aşamasına girdikten sonra, yerçekiminin etkisiyle çekirdeği küçülmeye başlar. Sıkıştırma arttıkça sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyonlar dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda giderek daha ağır elementler sentezlenir: çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen helyum, karbon, oksijen, silikon ve demir. Sonuçta periyodik tablonun giderek daha ağır elementleri oluştukça silikondan demir-56 sentezlenir. Bu aşamada demir-56 çekirdeğinin maksimum kütle kusuru olması ve enerjinin açığa çıkmasıyla daha ağır çekirdeklerin oluşması mümkün olmadığından daha fazla termonükleer füzyon imkansız hale gelir. Dolayısıyla bir yıldızın demir çekirdeği belli bir büyüklüğe ulaştığında içindeki basınç artık yıldızın dış katmanlarının çekim kuvvetine dayanamaz ve içindeki maddenin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir.
Slayt 11
Eşlik eden nötrino patlaması bir şok dalgasına neden olur. Güçlü nötrino jetleri ve dönen bir manyetik alan, yıldızın birikmiş malzemelerinin çoğunu (demir ve hafif elementler de dahil olmak üzere tohum elementleri) dışarı iter. Saçılan madde, çekirdekten fırlatılan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere, uranyuma (ve hatta muhtemelen kaliforniyuma) kadar demirden daha ağır bir dizi element oluşturur. Böylece, süpernova patlamaları yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklar, ancak bu onların oluşumunun tek olası yolu değildir, örneğin teknetyum yıldızları tarafından kanıtlanmıştır.
Slayt 12
Patlama dalgası ve nötrino jetleri, maddeyi ölmekte olan yıldızdan yıldızlararası uzaya taşıyor. Daha sonra, bu süpernova malzemesi soğuyup uzayda hareket ettikçe diğer uzay "çöplüğü" ile çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılabilir. Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler halen araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda bir netlik yoktur. Ayrıca orijinal yıldızdan geriye ne kaldığı da şüphelidir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor: nötron yıldızları ve kara delikler.
Slayt 13
Yengeç Bulutsusu, Boğa takımyıldızı yönünde bulunan, bir süpernova kalıntısı ve bir plerion olan gaz halindeki bir bulutsudur. 1054 yılında Çinli ve Arap gökbilimciler tarafından kaydedilen, tarihi bir süpernova patlamasıyla tanımlanan ilk astronomik nesne oldu. Dünya'dan yaklaşık 6.500 ışık yılı (2 kpc) uzaklıkta bulunan bulutsu, 11 ışık yılı (3,4 adet) çapa sahip ve saniyede yaklaşık 1.500 kilometre hızla genişliyor. Bulutsunun merkezinde, gama ışınlarından radyo dalgalarına kadar değişen radyasyon darbeleri yayan, 28-30 km çapında bir nötron yıldızı bulunmaktadır. 30 keV'nin üzerindeki X-ışını ve gama-ışını emisyonlarıyla bu pulsar, galaksimizdeki bu tür radyasyonun en güçlü kalıcı kaynağıdır.
Tüm slaytları görüntüle
Galaksilerin ve yıldızların kökeni ve evrimi Yıldız oluşum bölgesi - Orion Bulutsusu (M42), Alnitak Alnilam
Yıldız oluşumu modeli Evrenin görünür kısmının yarıçapı - Metagalaksi, radyasyonun Evrenin yaşına eşit bir sürede kat ettiği mesafeyi - modern kavramlara göre 13,7 ± 2 milyar yıl - aşamaz. Sonuç olarak Büyük Patlama'dan yaklaşık 0,5 milyar yıl sonra doğan galaksilerin yaşı 13 milyarın üzerindedir. Yaşları 10 milyar yıldan fazla olan en yaşlı yıldızlar, küresel yıldız kümelerinin (He'den daha ağır element içeriği düşük olan tip 2 popülasyonları) bir parçasıdır. Büyük olasılıkla galaksilerle aynı anda oluştular. Akrep takımyıldızında 8280 pc'de küresel yıldız kümesi M80.
Evrenin ve galaksilerin yaşı a) Galaksimizin yaşı 13,7 milyar yıldır (%1 doğruluk). b) Evren - %4 görünür madde atomundan oluşur; - %23'ü karanlık madde tarafından işgal edilmiştir; - geri kalan %73, Evrenin genişlemesine neden olan gizemli "anti-yerçekimi"dir (karanlık enerji). Galaksiler, Büyük Patlama'dan 100 milyon yıl sonra oluşmaya başlamış ve sonraki 3-5 milyar yıl içinde oluşup kümeler halinde gruplanmıştır. Bu nedenle en eski eliptik galaksilerin yaşı yaklaşık 14 milyar yıldır. İlk yıldızlar Büyük Patlama'dan 1 milyon yıl sonra ortaya çıkıyor, dolayısıyla yaklaşık 14 milyar yıllık yıldızların olması gerekiyor. 30 Haziran 2001'de, 840 kg ağırlığında ve 145 milyon dolara mal olan NASA astronomi aygıtı "MAP" (Mikrodalga Anizotropi Probu), Cape Canaveral'dan fırlatıldı ve 1 Ekim 2001'de L2 (Güneş, Dünya arasındaki çekimsel denge) noktasına ulaştı. ve Ay), Dünya'dan 1,5 milyon kilometre uzakta bulunuyor. Uzay aracının amacı patlamanın üç boyutlu resmini oluşturmak ve yıldızların ve galaksilerin henüz ortaya çıkmadığı bir zamana bakmaktır. WMAP: 1-hassas stabilizasyon sisteminin dengeleme ağırlıkları, 2-navigasyon sistemi sensörü, 3-alıcı elektronik ünitesi, 4-dalga kılavuzu, 5-çok yönlü anten, 6-1.4*1.6 m ayna, 7-saniye reflektörü, 8- soğutma, 9 montajlı platform, 10 elektronik, 11 güneş ışığından korunma ekranı. Arka plan mikrodalga radyasyonu hakkında bilgi toplayan NASA'nın WMAP uzay aracını kullanarak 2006 yılına kadar kuruldu:
Evrenin gelişiminin kısa tarihi ZamanSıcaklıkEvrenin durumu snDaha fazla KEnflasyon genişlemesi snKuarkların ve elektronların ortaya çıkışı sn10 12 KProton ve nötronların oluşumu sn - 3 dk KDöteryum, helyum ve lityum çekirdeklerinin ortaya çıkışı 400 bin yıl 4000 KOluşumu sn atomlar 15 milyon yıl 300 KGaz bulutunun genişlemesinin devam etmesi 1 milyar yıl 20 KNesil ilk yıldız ve galaksiler 3 milyar yıl 10K Yıldızların patlaması sırasında ağır çekirdeklerin oluşması milyar yıl 3 KGezegenlerin ortaya çıkışı ve akıllı yaşam yılları 10 -2 K Sonlanma yıldızların doğum sürecinin yıl KTüm yıldızların enerjisinin tükenmesi yıl -20 K Kara deliklerin buharlaşması ve temel parçacıkların doğuşu yıl KTüm kara deliklerin buharlaşmasının tamamlanması
Yıldızların oluşumu Yıldızlar, soğuk (T=10K) ve kütlesi en az 2000 M olan yoğun moleküler bulutlardaki yerçekimsel kararsızlık sonucu her zaman gruplar (kümeler) halinde oluşur. Kütlesi 10 5 M'den (daha fazla) fazla olan GDO'lar 6000'den fazlası bilinmektedir) Galaksinin toplam moleküler gazının %90'ını içerir. Soğuk gaz ve toz birikimi – GDO'nun bir parçası olan B68 küreciği (Barnard'ın kataloğu). Küreciğin kütlesi 100 M'ye kadar ulaşabilir. Sıkıştırma, süpernova kalıntılarının genişlemesi sırasındaki şok dalgaları, sarmal yoğunluk dalgaları ve sıcak OB yıldızlarından gelen yıldız rüzgarı tarafından kolaylaştırılır. Moleküler bulutlardan bulut parçalanması (küreciklerin ortaya çıkması) yoluyla yıldızlara geçiş sırasında maddenin sıcaklığı milyonlarca kat artar ve yoğunluk bir kat artar. Sıkıştırma ile karakterize edilen ve henüz termonükleer enerji kaynaklarına sahip olmayan bir yıldızın gelişim aşamasına protostar (Yunanca protos "ilk") denir.
Güneş tipi yıldızların evrimi Önyıldızın oluşumunda çekirdek, maddenin tamamını veya hemen hemen tamamını içine çeker, büzülür ve içerideki sıcaklık 10 milyon K'yı aştığında hidrojenin yakılması süreci başlar (termonükleer reaksiyon). M'li yıldızlar için başlangıçtan itibaren 60 milyon yıl geçmiştir. Yaşamın en uzun evresi olan ana kolda, güneş tipi yıldızlar 9-10 milyar yaşındadır. Çekirdeğe bitişik katmanda, kural olarak, hidrojen kalır, proton-proton reaksiyonları devam eder, kabuktaki basınç önemli ölçüde artar ve yıldızın dış katmanlarının boyutu keskin bir şekilde artar - yıldız sağa doğru kayar. Büyüklüğü yaklaşık 50 kat artan kırmızı devlerin bölgesi. Yıldız, ömrünün sonunda, kırmızı dev aşamasından sonra büzülür, beyaz bir cüceye dönüşür ve gezegenimsi bir bulutsu biçiminde kabuğunu (kütlesinin% 30'una kadar) döker. Beyaz cüce, ısısı tamamen tükenene ve ölü bir siyah cüceye dönüşene kadar çok uzun bir süre hafifçe parlamaya devam eder. Yıldız, orta kısımda bulunan hidrojeni tükettikten sonra, helyum çekirdeği büzülmeye başlayacak, sıcaklığı o kadar artacak ki, büyük bir enerji salınımına sahip reaksiyonlar başlayacak (K sıcaklığında, helyum yanması başlayacak - bu, H yanma süresi).
Büyük yıldızların evrimi Kararlılık kaybına ve çökmeye yol açan iki ana faktör artık bilinmektedir: = 5-10 milyar K sıcaklıklarda, demir çekirdeklerinin foto-ayrışması başlar - fotonların emilmesiyle demir çekirdeklerinin 13 alfa parçacığına “parçalanması” : 56 Fe+ ? > 13 4 He + 4n, = daha yüksek sıcaklıklarda – helyum 4 He > 2n + 2p'nin ayrışması ve maddenin nötronizasyonu (nötron oluşumu ile elektronların protonlar tarafından yakalanması). Yıldızın kabuğunun dökülmesi, nötrinoların madde ile etkileşimi ile açıklanmaktadır. Çekirdeklerin bozunması önemli miktarda enerji harcaması gerektirir, madde elastikiyetini kaybeder, çekirdek büzülür ve sıcaklık yükselir, ancak bu, sıkıştırmayı durduracak kadar hızlı değildir. Sıkıştırma sırasında açığa çıkan enerjinin çoğu nötrinolar tarafından taşınır. Maddenin nötronlaşması ve çekirdeklerin ayrışması sonucunda yıldız içe doğru patlar; yani içe patlama. Yıldızın merkez bölgesinin maddesi serbest düşme hızıyla merkeze doğru düşer ve yıldızın merkezden giderek daha uzak katmanlarını sırayla çeker. Başlayan çöküş, nükleer yoğunluğa ulaşmış ve esas olarak dejenere nötronlardan (nötron sıvısı) oluşan bir maddenin esnekliği ile durdurulabilir. Bu durumda nötron yıldızı oluşur. Yıldızın kabuğu muazzam bir ivme kazanır ve km/s'ye varan hızlarda yıldızlararası uzaya fırlatılır. Kütlesi 30 güneş kütlesinden fazla olan en büyük yıldızların çekirdeklerinin çökmesi sırasında, çekirdeğin patlaması görünüşe göre bir kara delik oluşumuna yol açıyor. Kütlesi 10M'den büyük olan yıldızlarda, demir zirvesinin en kararlı elemanları oluşana kadar termonükleer reaksiyonlar dejenere olmayan koşullar altında meydana gelir (Şekil). Gelişen çekirdeğin kütlesi zayıf bir şekilde yıldızın toplam kütlesine bağlıdır ve 2-2,5 M'dir. 13 4 He + 4n, = daha yüksek sıcaklıklarda – helyum 4 He > 2n + 2p'nin ayrışması ve maddenin nötronizasyonu (nötron oluşumu ile elektronların protonlar tarafından yakalanması). Yıldızın kabuğunun dökülmesi, nötrinoların madde ile etkileşimi ile açıklanmaktadır. Çekirdeklerin bozunması önemli miktarda enerji harcaması gerektirir, madde elastikiyetini kaybeder, çekirdek büzülür ve sıcaklık yükselir, ancak bu, sıkıştırmayı durduracak kadar hızlı değildir. Sıkıştırma sırasında açığa çıkan enerjinin çoğu nötrinolar tarafından taşınır. Maddenin nötronlaşması ve çekirdeklerin ayrışması sonucunda yıldız içe doğru patlar; yani içe patlama. Yıldızın merkez bölgesinin maddesi serbest düşme hızıyla merkeze doğru düşer ve yıldızın merkezden giderek daha uzak katmanlarını sırayla çeker. Başlayan çöküş, nükleer yoğunluğa ulaşmış ve esas olarak dejenere nötronlardan (nötron sıvısı) oluşan bir maddenin esnekliği ile durdurulabilir. Bu durumda bir nötron yıldızı oluşur. Yıldızın kabuğu muazzam bir ivme kazanır ve 10.000 km/s'ye varan hızlarla yıldızlararası uzaya fırlatılır. Kütlesi 30 güneş kütlesinden fazla olan en büyük yıldızların çekirdeklerinin çökmesi sırasında, çekirdeğin patlaması görünüşe göre bir kara delik oluşumuna yol açıyor. Kütlesi 10M'den büyük olan yıldızlarda, demir zirvesinin en kararlı elemanları oluşana kadar termonükleer reaksiyonlar dejenere olmayan koşullar altında meydana gelir (Şekil). Gelişen çekirdeğin kütlesi zayıf bir şekilde yıldızın toplam kütlesine bağlıdır ve 2-2,5 M'dir."> 
Yıldız evriminin son aşaması, patlaması 1054'te gözlemlenen çekirdek çöküşü süpernovasının gaz halindeki kalıntısı olan Yengeç Bulutsusu'dur. Merkezde, gazın parlamasına (mavi) neden olan parçacıkları yayan bir nötron yıldızı var. Dış filamentler esas olarak tahrip olmuş büyük yıldızdan gelen hidrojen ve helyumdan oluşuyor. NGC 6543, Kedi Gözü Bulutsusu iç bölgesi, sahte renkli görüntü (kırmızı Ha; mavi nötr oksijen, 630 nm; yeşil iyonize nitrojen, nm). Gezegenimsi bulutsular, evrimlerinin son aşamasında kırmızı devlerin ve süperdevlerin 2,58 güneş kütlesine sahip dış katmanlarının (zarflarının) dökülmesiyle oluşur. Şekil: Bir kara deliğin yörüngesinde dönen sıcak plazma birikim diski.
Evrenin %98'i yıldızlardan oluşur. Onlar galaksinin ana unsurudur. “Yıldızlar helyum, hidrojen ve diğer gazlardan oluşan dev toplardır. Yerçekimi onları içeri çeker ve sıcak gazın basıncı onları dışarı iterek denge yaratır. Bir yıldızın enerjisi, helyumun her saniye hidrojenle etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur.”
Yıldızların yaşam yolu tam bir döngüdür - doğum, büyüme, nispeten sessiz bir faaliyet dönemi, ıstırap, ölüm ve bireysel bir organizmanın yaşam yoluna benzer. Gökbilimciler bir yıldızın yaşamını başından sonuna kadar izleyemiyorlar. En kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır var oluyor; bu, yalnızca bir kişinin değil, tüm insanlığın ömründen daha uzun. Ancak bilim insanları, gelişimlerinin çok farklı aşamalarında olan (yeni doğan ve ölmekte olan) birçok yıldızı gözlemleyebiliyor. Çok sayıda yıldız portresine dayanarak, her yıldızın evrimsel yolunu yeniden inşa etmeye ve biyografisini yazmaya çalışıyorlar.
Yıldız oluşturan bölgeler. Kütleleri Güneş'in kütlesinin 105 katından daha büyük olan dev moleküler bulutlar (Galakside daha iyi bilinirler) Bizden 6000 ışıkyılı uzaklıktaki Kartal Bulutsusu, Yılan takımyıldızındaki genç bir açık yıldız kümesi, bulutsudaki karanlık alanlar ön yıldızlardır.
Yerçekimi sıkışması Sıkıştırma, Newton'un fikrine göre yerçekimsel kararsızlığın bir sonucudur. Jeans daha sonra kendiliğinden sıkışmanın başlayabileceği minimum bulut boyutunu belirledi. Ortamın oldukça etkili bir şekilde soğutulması vardır: Serbest bırakılan yerçekimi enerjisi, uzaya giden kızılötesi radyasyona gider.
Önyıldız Bir bulutun yoğunluğu arttıkça radyasyona karşı opak hale gelir. İç bölgelerin sıcaklığı artmaya başlar. Bir protostarın bağırsaklarındaki sıcaklık, termonükleer füzyon reaksiyonlarının eşiğine ulaşır. Sıkıştırma bir süreliğine durur.
Genç yıldız, H-R diyagramının ana dizisine ulaştı; hidrojeni yakma süreci başladı - ana yıldız nükleer yakıtı pratikte sıkıştırılmıyor ve enerji rezervleri artık merkezinin kimyasal bileşiminde yavaş bir değişiklik yapmıyor; hidrojenin helyuma dönüşmesinin neden olduğu bölgeler; yıldız durağan duruma girer;
Yıldız kütlesi 
Güneş'in 1,4 kütlesi: Yerçekimi sıkıştırma kuvvetleri çok yüksektir, madde yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır, muazzam bir enerji açığa çıkar - 10^45 J sıcaklık - 10^11 K süpernova patlaması, yıldızın büyük bir kısmı Güneş'e fırlatılır space" title="kütle yıldızları > 1,4 güneş kütlesi: yerçekimsel sıkıştırma kuvvetleri çok yüksektir; maddenin yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır; muazzam bir enerji açığa çıkar - 10^45 J; sıcaklık - 10^11 K; süpernova patlaması; yıldızın büyük bir kısmı uzaya fırlatılır;" class="link_thumb"> 14 !} yıldız kütlesi > 1,4 güneş kütlesi: yerçekimsel sıkıştırma kuvvetleri çok yüksektir madde yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır muazzam enerji açığa çıkar - 10^45 J sıcaklık - 10^11 K süpernova patlaması, yıldızın çoğu uzaya fırlatılır km/s hızında Nötrino akıntıları yıldızın çekirdeğini soğutur - Nötron yıldızı Güneş'in kütlesi 1,4: Yerçekimi sıkıştırma kuvvetleri çok yüksektir; madde yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır; muazzam bir enerji açığa çıkar - 10^11 K; bir süpernovanın çoğu; uzaya atılan"> 1,4 Güneş kütlesi: kuvvetler yerçekimsel sıkıştırma çok yüksektir, maddenin yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır, muazzam bir enerji açığa çıkar - 10^45 J sıcaklık - 10^11 K süpernova patlaması, çoğu Yıldızın kütlesi 1000-5000 km/s hızla uzaya fırlatılır, nötrino akıntıları yıldızın çekirdeğini soğutur - Nötron yıldızı"> 1,4 güneş kütlesi: Yerçekimi sıkıştırma kuvvetleri çok yüksektir; madde yoğunluğu bir milyon tona ulaşır cm3 başına muazzam enerji açığa çıkar - 10^45 J; sıcaklık - 10^11 K; yıldızın çoğu uzaya fırlatılır" title="(! LANG: yıldız kütlesi > 1,4 güneş kütlesi: yerçekimi sıkıştırma kuvvetleri çok yüksek madde yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır muazzam enerji açığa çıkar - 10^45 J sıcaklık - 10^11 K süpernova patlaması, yıldızın çoğu uzaya fırlatılır"> title="yıldız kütlesi > 1,4 güneş kütlesi: yerçekimsel sıkıştırma kuvvetleri çok yüksektir madde yoğunluğu cm3 başına bir milyon tona ulaşır muazzam enerji açığa çıkar - 10^45 J sıcaklık - 10^11 K süpernova patlaması, yıldızın çoğu uzaya fırlatılır"> !}
2,5 güneş kütleli yerçekimsel çöküş yerçekimsel çöküş yıldızı Kara Deliğe dönüşüyor yıldız Kara Deliğe dönüşüyor" title="yıldız kütlesi > 2,5 güneş kütleli yerçekimsel çöküş yerçekimsel çöküş yıldızı Kara Deliğe dönüşüyor yıldız Kara Deliğe dönüşüyor" class="link_thumb"> 19 !} yıldız kütlesi > 2,5 güneş kütlesi yerçekimsel çöküş yerçekimsel çöküş yıldız bir Kara Deliğe dönüşür yıldız bir Kara Deliğe dönüşür 2,5 güneş kütleli yerçekimsel çökme yerçekimsel çöküş yıldızı Kara Delik yıldızına dönüşür"> 2,5 güneş kütleli yerçekimsel çökme yerçekimsel çöküş yıldızı Kara Delik yıldızına dönüşür"> 2,5 güneş kütleli yerçekimsel çökme yerçekimsel çöküş yıldızı Kara Delik yıldızına dönüşür Kara Deliğe dönüşür" title="yıldız kütlesi > 2,5 güneş kütlesi yerçekimsel çöküş yerçekimsel çöküş yıldız Kara Delik yıldızına dönüşür Kara Deliğe dönüşür"> title="yıldız kütlesi > 2,5 güneş kütlesi yerçekimsel çöküş yerçekimsel çöküş yıldız bir Kara Deliğe dönüşür yıldız bir Kara Deliğe dönüşür"> !}
Kuzen Sophia ve Shevyako Anna
Astronomi dersi okul müfredatından çıkarıldı. Ancak Federal Devlet Eğitim Standartları programına göre 11. sınıf fizik dersinde “Evrenin Yapısı” bölümü bulunmaktadır. Bu bölümde "Yıldızların Fiziksel Özellikleri" ve "Yıldızların Evrimi" konularında dersler yer almaktadır. Öğrencilerin yaptığı bu sunum bu dersler için ek materyaldir. Çalışma estetik, renkli ve yetkin bir şekilde yapılmış olup, içinde önerilen materyal programın kapsamını aşmaktadır.
İndirmek:
Önizleme:
Sunum önizlemelerini kullanmak için bir Google hesabı oluşturun ve bu hesaba giriş yapın: https://accounts.google.com
Slayt başlıkları:
Yıldızların doğuşu ve evrimi Çalışma Kemerovo, Kuzina Sofya ve Shevyako Anna'daki MBOU “37 Nolu Ortaokul”un 11. sınıf “L” öğrencileri tarafından gerçekleştirildi. Başkan: Olga Vladimirovna Shinkorenko, fizik öğretmeni.
Bir yıldızın doğuşu Boş olduğuna inanılan uzaya genellikle havasız uzay denir. Ancak bu doğru değil. Yıldızlararası uzayda, esas olarak helyum ve hidrojen olmak üzere toz ve gaz bulunur ve bunlardan çok daha fazlası bulunur. Evrende yerçekiminin etkisi altında sıkıştırılabilen toz ve gaz bulutları bile var.
Bir yıldızın doğuşu Sıkıştırma işlemi sırasında bulutun bir kısmı ısındıkça yoğunlaşacaktır. Sıkıştırılmış maddenin kütlesi, sıkıştırma işlemi sırasında içinde nükleer reaksiyonların oluşmaya başlaması için yeterliyse, o zaman böyle bir buluttan bir yıldız ortaya çıkar.
Bir yıldızın doğuşu Her "yeni doğan" yıldız, başlangıç kütlesine bağlı olarak, Hertzsprung-Russell diyagramında belirli bir yeri işgal eder - bir eksende yıldızın renginin çizildiği bir grafik, diğerinde ise 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 de o kadar büyüktür.
Bir yıldızın yaşamı Evrim sürecinde yıldızlar spektrum-parlaklık diyagramındaki konumlarını değiştirerek bir gruptan diğerine geçerler. Yıldız hayatının çoğunu Ana Dizide geçiriyor. Sağında ve yukarısında hem en genç yıldızlar hem de evrimsel yollarında çok ilerlemiş yıldızlar bulunur.
Bir yıldızın ömrü Bir yıldızın ömrü esas olarak kütlesine bağlıdır. Teorik hesaplamalara göre bir yıldızın kütlesi 0,08 ila 100 güneş kütlesi arasında değişebilir. Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, hidrojen o kadar hızlı yanar ve derinliklerindeki termonükleer füzyon sırasında daha ağır elementler oluşabilir. Evrimin geç bir aşamasında, yıldızın orta kısmında helyum yanması başladığında, Ana Diziden ayrılır ve kütlesine bağlı olarak mavi veya kırmızı bir dev haline gelir.
Bir yıldızın yaşamı Ancak öyle bir zaman gelir ki yıldız bir krizin eşiğindedir; artık iç basıncı sürdürmek ve yerçekimi kuvvetlerine direnmek için gerekli miktarda enerji üretemez. Kontrol edilemeyen sıkıştırma (çökme) süreci başlar. Çökme sonucunda muazzam yoğunluğa sahip yıldızlar (beyaz cüceler) oluşur. Süper yoğun bir çekirdeğin oluşmasıyla eş zamanlı olarak yıldız, dış kabuğunu döker, bu da bir gaz bulutuna (gezegenimsi bir bulutsu) dönüşür ve yavaş yavaş uzayda dağılır. Daha büyük kütleli bir yıldız, 10 km'lik bir yarıçapa kadar büzülerek bir nötron yıldızına dönüşebilir. Bir çorba kaşığı nötron yıldızının ağırlığı 1 milyar tondur! Daha da büyük bir yıldızın evriminin son aşaması bir kara deliğin oluşmasıdır. Yıldız öyle bir boyuta küçülür ki, ikinci kaçış hızı ışık hızına eşit olur. Kara delik bölgesinde uzay büyük ölçüde kavislidir ve zaman yavaşlar.
Bir yıldızın yaşamı Nötron yıldızlarının ve kara deliklerin oluşumu mutlaka güçlü bir patlamayla ilişkilidir. Gökyüzünde neredeyse parladığı galaksi kadar parlak bir nokta beliriyor. Bu bir "Süpernova"dır. Antik kroniklerde gökyüzündeki en parlak yıldızların ortaya çıkışıyla ilgili sözler, devasa kozmik patlamaların kanıtlarından başka bir şey değildir.
Bir yıldızın ölümü Yıldız, yüksek hızda uçarak yüzbinlerce yıl sonra yıldızlararası ortamda iz bırakmadan çözünen dış kabuğunun tamamını kaybeder ve ondan önce onu genişleyen bir gaz bulutsusu olarak gözlemliyoruz. İlk 20.000 yıl boyunca gaz kabuğunun genişlemesine güçlü radyo emisyonu eşlik ediyor. Bu süre zarfında, Süpernova'da üretilen yüksek enerjili yüklü parçacıkları yakalayan, manyetik alana sahip sıcak bir plazma topudur. Patlamanın üzerinden ne kadar zaman geçerse radyo emisyonu o kadar zayıflar ve plazmanın sıcaklığı da o kadar düşük olur.
Büyük Ayı takımyıldızındaki yıldız galaksisine örnekler Büyük Ayı
Andromeda'nın ana takımyıldızlarına örnekler
Kullanılmış literatür Karpenkov S. Kh. Modern doğa bilimi kavramları. - M., 1997. Shklovsky I. S. Yıldızlar: doğumları, yaşamları ve ölümleri. - M .: Nauka, Fiziksel ve matematiksel literatürün ana yazı işleri ofisi, 1984. - 384 s. Vladimir Surdin Yıldızlar nasıl doğar - Değerlendirme Tablosu “Planetarium”, Dünya Çapında, No. 2 (2809), Şubat 2008 Karpenkov S. Kh. - M., 1998. Novikov I. D. Evrenin Evrimi. - M., 1990. Rovinsky R. E. Gelişen Evren. - M., 1995.
İzlediğiniz için teşekkürler!
