- Главная
- Астрономия
- Эволюция звёзд
Содержание
- 2. Определение эволюции звёзд Эволю́ция звёзд (звёздная эволюция) в астрономии — изменение со временем физических и наблюдаемых
- 3. Как появляются звёзды? Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа, которые сжимаются из-за гравитационной неустойчивости,
- 4. Как происходит переход на главную последовательность? Когда сжатие заканчивается и термоядерные реакции синтеза гелия из водорода
- 5. Главная последовательность После перехода звезды на главную последовательность в ней постоянно идёт превращение водорода в гелий.
- 6. Интересный факт Разная длительность стадии главной последовательности у звёзд разной массы позволяет по наблюдениям вычислять возраст
- 7. Эволюция после стадии главной последовательности Звёзды малой массы: Исследование эволюции звёзд малой массы осложняется тем, что
- 8. Звёзды большой массы Эволюционные стадии звёзд большой начальной массы (более 8 M⊙) имеют сходства с таковыми
- 9. Заключение Во вселенной огромное множество различных звёзд. Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой
- 11. Скачать презентацию
Определение
эволюции звёзд
Эволю́ция звёзд (звёздная эволюция) в астрономии — изменение со временем
Определение
эволюции звёзд
Эволю́ция звёзд (звёздная эволюция) в астрономии — изменение со временем
Как появляются звёзды?
Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа, которые
Как появляются звёзды?
Звёзды образуются из холодных разреженных облаков межзвёздного газа, которые
Дальнейшая эволюция звёзд различается также в зависимости от начальной массы и химического состава (металличности) звезды.
Как происходит переход на главную последовательность?
Когда сжатие заканчивается и термоядерные реакции
Как происходит переход на главную последовательность?
Когда сжатие заканчивается и термоядерные реакции
Главная последовательность
После перехода звезды на главную последовательность в ней постоянно идёт
Главная последовательность
После перехода звезды на главную последовательность в ней постоянно идёт
Интересный факт
Разная длительность стадии главной последовательности у звёзд разной массы позволяет по
Интересный факт
Разная длительность стадии главной последовательности у звёзд разной массы позволяет по
Эволюция после стадии главной последовательности
Звёзды малой массы:
Исследование эволюции звёзд малой
Эволюция после стадии главной последовательности
Звёзды малой массы:
Исследование эволюции звёзд малой
Звёзды, не более 2,3 Массы солнца:
В конце стадии субгигантов гелиевое ядро у звезды становится достаточно массивным и начинает сжиматься, но то, как проходит этот процесс, зависит от массы звезды. В звёздах с массой более 2,3 M⊙ сжатие ядра начинается из-за того, что в какой-то момент его масса превышает предел Шёнберга — Чандрасекара, при этом вещество ядра остаётся в состоянии, близком к идеальному газу. В звёздах с меньшей массой гелиевое ядро начинает сжиматься после того, как станет вырожденным. На прохождение стадии красного гиганта это не влияет, но от состояния гелиевого ядра зависит, как именно эта стадия окончится. Происходит быстрый рост радиуса и светимости, хотя температура снижается. Ядро, не имея источника энергии в центре, становится изотермическим, возникает сильный звёздный ветер, приводящий к некоторой потере массы звездой. Солнце пробудет на ветви красных гигантов около 600 миллионов лет.
Звёзды большой массы
Эволюционные стадии звёзд большой начальной массы (более 8 M⊙) имеют сходства
Звёзды большой массы
Эволюционные стадии звёзд большой начальной массы (более 8 M⊙) имеют сходства
Эволюция звёзд с массами 8—10 M⊙ проходит так же, как и для менее массивных, однако на завершающих стадиях эволюции они способны зажечь углерод в своих недрах. Запуск этого процесса получил название «углеродная детонация»; он происходит взрывообразно, как и гелиевая вспышка. При углеродной детонации выделяется очень много энергии, что не только снимает вырождение газа ядра, но и способно привести к взрыву звезды как сверхновой типа II. Если же звезда не взрывается, то в ядре начинает накапливаться неон, и, возможно, более тяжёлые элементы. Рано или поздно ядро становится вырожденным, после чего возможны две ситуации: либо звезда сбрасывает оболочку после фазы температурных пульсаций, либо взрывается как сверхновая.
В звёздах с массами более 10 M⊙ углеродно-кислородное ядро, которое в ней образуется, не вырождено и углеродная детонация не происходит — углерод загорается постепенно, когда заканчивается горение гелия в ядре. Аналогичный процесс происходит и с более тяжёлыми элементами, и в звезде образуется несколько слоевых источников и слоёв разного химического состава, которые распространяются от центра звезды.
Железо образуется в звёздах с начальной массой более 10—15 M⊙, но в любом случае в звезде появляется ядро, в котором не идут термоядерные реакции, а его масса увеличивается. В какой-то момент происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, и сама звезда взрывается как сверхновая типа II. В зависимости от массы остатка после взрыва звезды, он становится либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой.
Заключение
Во вселенной огромное множество различных звёзд. Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной
Заключение
Во вселенной огромное множество различных звёзд. Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной
На протяжении многих веков астрономия накапливала данные о звездах. На основании этих данных строятся различные классификационные системы звёзд, их характеристики и закономерности.