Презентація "Зорі.Еволюція зір"

Зорі. Еволюція зір. КУ Сумська гімназія №1 Вчитель фізики Казбан Т. Л.

Зоря́  — велетенське розжарене, самосвітне небесне тіло, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувались) термоядерні реакції. Сонце — одна із зір, середня за своїми розмірами та світністю. Зорі нарівні з іншими небесними тілами вивчає наука астрономія. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зірках входить до кола зацікавлень астрофізики. У багатьох зірок наявні власні екзопланети, — як подібні до планет Сонячної системи, так і геть відмінні.

Зоряні величини. Зоряна величина – астрономічна одиниця, яка впродовж більше 2000 років використовується вченими  для характеристики блиску зірок і інших небесних світил. Навіть далекі від астрономії люди знають, що зірки мають різний блиск. Найбільш яскраві зірки видно на засвіченому міському небі, а найбільш тьмяні ледь помітні при ідеальних умовах спостереження. Для характеристики блиску зірок і інших небесних світил (наприклад, планет, метеорів, Сонця і Місяця) вчені виробили шкалу зоряних величин.

Одиниці виміру. Більшість зоряних характеристик здебільшого вимірюється в одиницях СІ, але також використовується і СГС Маса, світність і радіус зазвичай подаються у співвідношенні з Сонцем : Сонячна маса:= M☉ 1.9891х 10³⁰кг. Світність Сонця: L ☉ =3.827 x 10²⁶Вт. Сонячний радіус: R ☉ = 6.960 x 10⁸м

Зоряні системи. Зорі можуть бути поодинокими й кратними: подвійними, потрійними і більшої кратності. У разі, коли до системи належить більше десяти зір, її називають зоряним скупченням . Подвійні(кратні) зорі дуже поширені. За деякими оцінками, більше 70% зір у Галактиці кратні. Так, серед 32 найближчих до Сонця зір — 12 кратних, з яких 10 подвійних, зокрема й найяскравіша зоря, небосхилу — Сіріус. В околиці 20 парсек від Сонячної системи близько половини із більш, ніж 3000 зір, — подвійні зорі всіх типів.

Подвійна зоря. Подвійна зоря, або подвійна система — дві ґравітаційно-зв'язані зорі, які обертаються замкненими орбітами навколо спільного центру мас . За допомогою подвійних зір існує можливість дізнатися маси  зір і побудувати різні залежності.

Зоряні скупчення. Зо́ряне ску́пчення — гравітаційно зв'язана група зірок, що має загальне походження і рухома в гравітаційному полі галактики як єдине ціле. За своєю морфологією зоряні скупчення історично поділяються на два типи — кулясті і розсіяні.

Кулясті скупчення. Кулясті скупчення — скупчення зір, що мають сферичну або ледь сплюснуту форму. Їхні діаметр коливається від 20 до 100 парсеків. Це одні з найстаріших об'єктів у Всесвіті. Звичайний вік кулястих скупчень — понад 10 млрд років. Тому до їхнього складу входять маломасивні старі зорі, більшість з яких перебуває на завершальних стадіях своєї еволюції. 

Розсіяне скупчення. Розсіяні скупчення — інший клас зоряних скупчень. Це зоряна система, компоненти якої розташовуються на досить великій відстані один від одного. Цим вона відрізняється від кульових скупчень, де концентрація зір більша. З цієї причини розсіяні скупчення дуже важко виявляти і вивчати. Якщо зорі, що перебувають на однаковій відстані від спостерігача, рухаються в одному напрямку, є підстави припускати, що вони входять до розсіяного скупчення. Найвідоміші представники цього класу скупчень — Плеяди і Гіади, що розташрвані в сузір'ї Тільця.

Змінні зоріЗмі́нні зо́рі — зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Взагалі блиск будь-якої зірки тією чи іншою мірою змінюється із часом. Але змінними називають зорі, у яких зміна блиску було надійно зафіксовано на досягнутому рівні техніки спостереження. Для належності зірки до змінних досить, щоб її блиск зазнав змін хоча б одного разу. Не слід плутати змінність зір із їх мерехтінням, яке відбувається через коливання земної атмосфери. Під час спостережень із космосу зірки не мерехтять.

Зорі типу Т Тельця. Зорі типу T Тельця - клас змінних зір, що отримали назву за своїм прототипом - Т Тельця. Зазвичай їх можна виявити поряд із молекулярними хмарами та ідентифікувати за їх змінністю (вельми нерегулярною) в оптичному діапазоні та за хромосферною активністю.

Білі карлики. Білі карлики – зірки низької світності з масами , порівняно із масою Сонця та високими ефективними температурами. Утворюються після вичерпання джерел термоядерної енергії у надрах зорі та скидання оболонки.

Червоні гіганти. Червоними гігантами називають зорі малої чи середньої маси (<10 M☉) з гарячим компактним ядром та протяжними оболонками, що належать до спектрального класу K чи M.

Наднові зоріНаднова́ — це зоря, що раптово збільшує свою світність у мільярди раз (на 20 зоряних величин), а іноді й більше. У максимумі спалаху наднова випромінює стільки ж світла, скільки його випромінюють мільярди зір разом.

Нейтронні зоріНейтронна зоря — космічний об'єкт. Зоря на певному етапі своєї еволюції. Густина даного об'єкта, згідно із сучасними астрофізичними теоріями, співмірна з густиною атомного ядра

Пульсари. Пульсар — нейтронна зоря, що швидко обертається; космічне джерело електромагнітного випромінювання, що реєструється на Землі у вигляді імпульсів — сплесків, які періодично повторюються.

Чорні діри. Чорна діра – астрофізичний об'єкт, який створює настільки велику силу тяжіння, що жодні, як завгодно швидкі частинки, не можуть покинути його поверхню, в тому числі світло

Класифікація зір. КЛАСИФІКАЦІЯ ЗІР - за температурою, кольором, розмірами, яскравістю, відстанню, часом свого розвитку, розміщенням та іншими характеристиками. За розмірами розрізняють: зорі-надгіганти (мають найбільший розмір), зорі-гіганти, зорі-карлики (Сонце – це зоря-карлик), нейтронні зорі (зовсім малі). За розташуванням: поодинокі та кратні (зв’язані силами тяжіння подвійні, потрійні тощо). За часом свого розвитку: давні та молоді.

За кольором та температурою зорі поділяють на• блакитні (найбільш розжарені з температурою більше 30 000°С);• білі (з температурою 10 000°С);• жовті (з температурою 6000°С, Сонце – жовта зоря);• червоні (найхолодніші з температурою близько 3000°С). 

Еволюція зір. Після створення теорії внутрішньої будови зір та їхньої еволюції стало можливим і пояснення існування класів зір. Виявилося, що все різноманіття зір зумовлене здебільшого відмінностями у їх масі та залежить від еволюційного етапу, на якому перебуває зоря.

Протозоря. За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзоряного космічного пилу. За досить невеликий проміжок часу, під дією сили всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю ще не можна назвати зіркою, оскільки температура в її ядрі не досить висока, щоб розпочалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під дією тяжіння продовжує стискатися та розігріватися. На цьому етапі зірку називають «протозорею». Зазвичай із газопилової хмари формується кілька таких протозір, і вони утворюють зоряне скупчення чи асоціацію. Також навколо протозір утворюються менші згустки, що потім стають планетами. У міру стискання протозорі її зовнішня та внутрішня температури зростають до моменту, коли температура і тиск у ядрі зроблять можливими реакції термоядерного синтезу. Тільки після цього протозоря стає зіркою. Початкову стадію еволюції зорі долають за час, який залежить від їх маси: якщо маса більша, ніж маса Сонця, то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша — до кількасот мільйонів років. Мінімальна маса зорі — 0,075 маси Сонця. Якщо маса протозорі менша, вона ніколи не стане справжньою зіркою. Натомість вона перетвориться на коричневого карлика. Це проміжний клас об'єктів між зорями та планетами. Хоча в них можуть відбуватися деякі термоядерні реакції за участю дейтерію та літію, але вони не компенсують витрат енергії на випромінювання, і такі небесні тіла повільно охолоджуються.

Змінні зорі типу T Тельця. Зорі типу T Тельця (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — клас змінних зір, що отримали назву за своїм прототипом — Т Тельця. Зазвичай їх можна виявити поряд із молекулярними хмарами та ідентифікувати за їх змінністю (вельми нерегулярною) в оптичному діапазоні та за хромосферною активністю. Вважається, що зорі типу T Тельця є завершальною стадією еволюції протозір невеликої маси перед виходом їх на головну послідовність діаграми Герцшпрунга—Рассела. Вони належать до спектральних класів F, G, K, M і мають масу меншу двох сонячних. Період обертання від 1 до 12 днів. Температура їх поверхні така ж, як і в зір головно послідовності тієї ж маси, але вони мають дещо більшу світність, тому що їх радіус більший. Основним джерелом їх енергії є гравітаційне стиснення. У спектрі зір типу T Тельця наявний літій, який відсутній у спектрах Сонця та інших зір головної послідовності, оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K.

Головна послідовність. Наступний етап еволюції зорі — спалювання запасів водню (точніше — перетворення його на гелій). Це повільний процес, на який припадає більшість часу існування зорі. У цей час зоря перебуває на головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела. Час перебування зорі на головній послідовності залежить від маси зорі (M), тобто від кількох мільйонів років для зір із масами в десятки разів більшими, ніж маса Сонця, до 10-15 мільярдів років для зір з масою близькою, до маси Сонця.

Подальша еволюція. Після того, як водень у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії для того, щоб підтримувати сталий, потрібний для врівноваження сил гравітації, тиск. Внаслідок зменшення тиску зоря знову починає стискатися, що призводить до збільшення густини та температури в ядрі. Якщо маса зорі перевищує половину маси сонця у її ядрі виникають умови для перебігу потрійної альфа-реакції, у якій три ядра гелію перетворюється на ядро вуглецю. Ці ядерні реакції характеризуються набагато більшою швидкістю та, відповідно, виділенням енергії. Світність зорі зростає у десятки раз, вона розширюється («розпухає»), пересуваючись на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вправо, до області гігантів. Якщо маса зорі досить велика, невдовзі після гелієвого спалаху «спалахує» вуглець і кисень; кожна з цих подій викликає значну перебудову зорі і її швидке пересування по діаграмі Герцшпрунга — Рессела. Розмір атмосфери зорі збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді зоряного вітру. Подальша доля зорі повністю залежить від її маси.

Туманність Котяче Око — планетарна туманність, яка сформувалась після загибелі зірки, яка за масою була близькою до Сонця

Дякую за увагу!!!