Выполнили Петросян Грач и Коромников Александр Звёздное

Выполнили: Петросян Грач и Коромников Александр

Звёздное небо – это часть природы. Но сейчас большинство людей далеки от неё, но картина звёздной ночи доступна каждому, хотя по – настоящему увидит её только тот, кто знает созвездия.

Созвездия – алфавит звёздной книги. Любуясь небом, мы ощущаем близость к поколениям, которые жили до нас и любовались этим небом.

«Наука о звёздах» - это и есть астрономия. (от греч. «астер» «звезда» и «номос» «закон» ) Она изучает строение, развитие, происхождение, движение космических тел, исследует всю Вселенную.

Звёзды – огромные раскаленные газовые шары, расположенные на колоссальных расстояниях от нашей планеты. Своими глазами можно увидеть 6000 звёзд.

Мы видим звёзды, потому что они светятся. А источник света и энергии звёзд – термоядерные реакции ( из лёгких превращаются более тяжелые)

Красные гиганты и белые карлики Этапы существования звёзд: 1. Туманность 2. Сжатое газовое облако 3. Протозвезда 4. Звезда типа Солнца 5. Красный гигант 6. Сбрасывание внешних оболочек 7. Белый карлик

Сама энергия термоядерной реакции превращения водорода в гелий служит барьером для притока лишних масс «топлива» . Но запасы расходуются. Когда в звезде больше гелия – гелий превращается в углерод.

Звезда распухает и превращается в красный гигант. Затем, когда кончится новое топливо, красный гигант «схлопывается» : его ядро превращается в белый карлик – шар с плотностью в млн. раз больше плотности воды и размером с Землю.

В белом карлике электроны уже не не обращаются вокруг ядра атомов, а прижаты к ним. Первый – спутник Сириуса.

Дальнейшие превращения Но если звезда мощнее Солнца, то в ней после углерода, начинается превращение железа. И тогда происходит катастрофа! Звезда взрывается. Ядро сжимается и образует новую звезду.

Чёрная дыра Превращение коллапсирующей звезды в чёрную дыру.

Эволюция звёзд Судьба каждой звезды зависит от её массы.

l l l Со лнце — единственная звезда Солнечной системы, дневное светило. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99, 866 % от суммарной массы всей Солнечной систем. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле (свет необходим для начальных стадий фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73 % от массы и ~92 % от объёма), гелия и других элементов с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. Возраст Солнца: 4. 57 миллиардов лет Масса Солнца: Масса 1. 9891× 1030 кг, это (332 946 масс Земли) Солнце

Солнце является молодой звездой третьего поколения(популяции I) с высоким содержанием металлов, то есть оно образовалось из останков звёзд первого и второго поколений (соответственно популяций III и II).

Считается, что Солнце сформировалось примерно 4, 59 млрд лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения типа T Тельца. Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла. На современном этапе в солнечном ядре идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 млн тонн вещества превращается в лучистую энергию, в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных нейтрино. По мере того, как Солнце постепенно расходует запасы своего водородного горючего, оно становится всё горячее, а его светимость медленно, но неуклонно увеличивается. Спустя 1, 1 млрд лет с настоящего времени наше дневное светило будет ярче на 11 %, чем сейчас. Увеличение светимости Солнца в этот период таково, что поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании. Несмотря на это, она может остаться в океанах и полярных областях. По мнению профессора Пенсильванского университета Дж. Кастинга, исчезновение жизни из-за повышения температуры, вызванным увеличением яркости Солнца, возможно ещё до стадии красного гиганта, через 1 миллиард лет.

Примеры звёзд Галактика в созвездии Большая Медведица

Примеры главных созвездий

Природа звезд

Звезда — небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами Кельвинов, а на их поверхности — тысячами Кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях, у отдельных, редко встречающихся звёзд, в ходе других процессов. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе.

Единицы измерения Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ, но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем: l l l солнечная масса: кг солнечная светимость: Вт солнечный радиус: м Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы (а. е. ) — среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

Физические характеристики Массы подавляющего большинства современн звёзд лежат в пределах от 0, 071 масс Солнца (75 масс Юпитера) до 100 -150 масс Солнца, первые звёзды были ещё более массивными. Температу недрах звёзд достигает 10— 12 млн. К.

Расстояние Расстояния до ближайших звёзд определяются благодаря явлению годичного параллакса звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как HIPPARCOS, — до 1000 пк. Для определения расстояния до более далеких звёзд в основном используется фотометрия

Звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как точечные источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Звезда даже в самый большой телескоп не может быть разрешена. Методы определения размеров звезд: · по наблюдениям затмения Луной звезды можно определить углов ой размер, а, зная расстояние до звезды, можно определить ее истинные, линейные размеры; · непосредственно размеры звезды можно измерить на специально м приборе – оптическом интерферометре; · размеры звезды можно рассчитать теоретически, исходя из оценок полной светимостии температуры по закону Стефана – Больцмана. Светимость звезды связана с радиусом звезды формулой L = σT 4 ∙ 4πR 2 или

Масса звезды – едва ли не самая важная ее характеристика. Масса определяет весь жизненный путь звезды. Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера. Сравнения масс и светимостей для большинства звезд выявили следующую зависимость: светимость приблизительно пропорциональна четвертой степени массы. Самые малые по массе звезды значительно массивнее любой планеты Солнечной систем ы. Массы звезд заключены в пределах от 0, 1 масс Солнца до нескольких десятков масс Солнца. Таким образом, массы звезд различаются всего в несколько сот раз. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20% до 60% и, в значительной степени, зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы звезды.

Возникновение и эволюция звёзд Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра. В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Спасибо за внимание