Уникальные учебные работы для студентов


Реферат на тему звезды и их эволюция

Ключевые слова страницы: Звезды и их эволюция | реферат

Класс F - - линии водорода стали слабее, чем у класса А, много линий ионизованных металлов, в частности железа. Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному. Капелла, альфа Центавра, Солнце. Класс К — звезды, более холодные, чем Солнце. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, видны слабые полосы молекул СН и CN. Класс М — самые холодные звезды.

Интенсивны линии металлов, а также полосы молекул особенно окиси титана.

Звезды и их эволюция - реферат

В классах R и N видны темные полосы углерода и циана, а в классе S реферат на тему звезды их эволюция окиси циркония. Бетельгейзе, Антарес, Мира Кита. Хотя спектральная классификация звезд основана на характеристиках спектральных линий, непрерывный спектр, на фоне которого эти линии наблюдаются, также существенно изменяется при переходе от класса О к классу М. У горячих звезд О и В усилена синяя часть спектра и слаба красная; звезды F и G-имеют наибольшую интенсивность излучения в желтых лучах, а звезды М светят преимущественно в красной области и крайне мало излучают в синей.

В соответствии с этим изменяется цвет звезд: Классификация, рассмотренная выше, является одномерной, так как основной характеристикой, учитываемой в ней, является температура звезды.

  1. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно.
  2. Как мы уже отмечали, для каждого поколения звезд характерны конкретные условия звездообразования.
  3. Коллинз , в которой сообщалось об обнаружении на длине волны 3,68 м необычных радиосигналов длительностью 0,3 с и повторяющихся через 1,337с. Из этого следует, что свет звезд имеет ту же природу, что и свет Солнца.
  4. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно. Солнце и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом.

Но среди звезд одного и того же спектрального класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они различаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости.

Эти различия отражаются на спектрах звезд [2]. Йеркская классификация с учетом светимости звезд В 1953 г. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до VII[2], [].

Новая классификация позволяет определять расстояния до звезд по их спектрам и видимым звездным величинам.

  • Одновременно давление в центре звезды начинает расти;
  • На диаграмме спектр-светимость звезда на протяжении нескольких сотен тысяч лет передвигается почти горизонтально влево к главной последовательности;
  • Такое состояние называется гидростатическим равновесием;
  • Это объекты Хербига - Аро их известно свыше 100 , названные так в честь астрономов, открывших их;
  • Химический состав звезды отражает влияние двух факторов;
  • Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня.

Сейчас она является общепринятой и широко используется в астрономии. Неожиданным реферат на тему звезды их эволюция тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность хотя и не очень точно найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.

Сколько стоит написать твою работу?

Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение реферат на тему звезды их эволюция и более тяжёлых элементов.

В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики [3]. Эволюция звезд Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.

В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Одновременно давление в центре звезды начинает расти.

Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород.

Это также зависит от массы звезды. Звезды класса Gзаканчивают свою жизнь весьма банальным образом. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться.

При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра.

Звезда превращается в красный гигант. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым реферат на тему звезды их эволюция. В реферат на тему звезды их эволюция роли выступает давление вырожденного электронного газа.

  1. Такие звезды называют пекулярными.
  2. С ее повышением в термоядерные реакции включаются все более тяжелые ядра. Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.
  3. Если звезда достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе. Точное значение коэффициента перехода от интенсивности линии СО к количеству молекул Н2 до сих пор бурно обсуждается.

Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет реферат на тему звезды их эволюция. Звезды более массивные класса A, B, O ждет куда более зрелищный конец. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа.

В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций. Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру.

За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Эволюция солнца Как и все звёзды, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Когда столь грандиозная масса сжималась, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в её центре смогли начаться термоядерные реакции.

В центральной части температура на Солнце равна реферат на тему звезды их эволюция. Так зажглась новорожденная звезда не путайте с новыми звёздами.

На 1 млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 кислорода, 398 углерода, 123 неона, 100 азота, 47 железа, 38 реферат на тему звезды их эволюция, 35 кремния, 16 серы, 4 аргона, 3 алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также совсем немного всех прочих элементов. Температура поверхности Солнца достигает 6000 К, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок при ясном небе, в сумме с голубым оттенком рассеянного света от неба общее освещение объектов на Земле вновь становится белым [4].

За время жизни - 5 миллиардов лет, в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Где-то столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить. Заключение После того, как запас водорода иссякнет, наше Солнце будет напоминать постоянно расширяющийся воздушный шар или, говоря научными терминами, Красный гигант. При этом будет можно утверждать, что будут полностью уничтожены Венера и Меркурий, а также, скорее всего и Земля, так как при расширении Красные гиганты увеличиваются в размерах в тысячи.

В итоге внешние слои Красного гиганта остынут и будут отброшены, оставив лишь ядро звезды или, к тому моменту это уже будет не ядро, а так называемый Белый Карлик, температура которого примерно равна температуре нынешнего Солнца, а вот размеры сопоставимы с размером Реферат на тему звезды их эволюция.

VK
OK
MR
GP