Презентация "Эволюция звезд"

Эволюция звезд Комарова Ирина Николаевна Преподаватель астрономии “Красноярский автотранспортный техникум” Этапы жизни звезд:

Рождение звезды (протозвезная фаза)

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке
Гравитационное сжатие облака
Градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро
Аккре́ция — процесс приращения массы небесного тела путём гравитационного притяжения материи на него из окружающего пространства.

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца)

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца)

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии для достижения гидростатического равновесия ядра.
У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что разгоняют облако прочь. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

Середина жизненного цикла

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.
Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Зрелость

Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.
звезда снова начинает сжиматься
термоядерные реакции с участием гелия
Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз
Становятся красными гигантами

Красные гиганты Старые звёзды с малой массой

Красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет.
После прекращения в их ядрах термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера

начинаются реакции синтеза углерода из гелия (миллиард лет)
Изменения (размера, температуры поверхности и выпуск энергии)
В двух последних ситуациях эволюция звёзды завершается катастрофическим событием — вспышкой сверхновых.

Белые карлики

Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми или большими, чем масса Солнца, но с радиусами в 100 раз меньшими

Нейтро́нная звезда́ — космическое тело, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.

Черная дыра

Чёрная дыра́ — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света.

Сверхмассивные звёзды

Синтезируются всё более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра.
Взрыв сверхновой звезды невероятной мощности