Эволюция звёзд. Их разновидности и процессы

1. Эволюция звёзд

Их разновидности и процессы
Выполнил:
Толокин Виктор 11Б
МАОУ СШ № 32
г. Красноярск, 2025

2.

Цель: показать и рассказать ученикам 9-11 классов МАОУ СШ№32 в
количестве 50+ человек теорию эволюции звезд и продемонстрировать
примеры отдельных частей эволюции звезд в мастер-классе.
Задачи:
1. Узнать про классификацию и разновидности звезд.
2. Показать процесс звездообразования и строение звезд
разного типа.
3. Изучить процесс эволюции звезды, понять, что
оказывает на него влияние и в какой степени (причины,
условия).

3.

СОДЕРЖАНИЕ:
Классификация звезд:
Слайд 4
Звездообразование: начальные этапы:
Слайд 5
Звездообразование: конечные этапы:
Слайд 6
Карликовые звезды:
Слайд 7
Туманности после звезд:
Слайд 8
Черные дыры:
Слайд 9
Нейтронные звезды:
Слайд 10
Солнце и его положение в эволюции:
Слайд 11
История развития теории эволюции звезд:
Слайд 12

4.

Что такое классификация?
Классификация - это понятие в науке (в философии, в формальной логике и
пр.), обозначающее разновидность деления объёма понятия по
определённому основанию (признаку, критерию)
Классификация звезд бывает:
1.Спектральная классификация:
- спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры, от более голубых к
более красным - O, B, A, F, G, K, M. Большинство звёзд, в том числе и Солнце,
относится к этим спектральным классам, но существуют и другие классы: например, L,
T, Y для коричневых карликов или C, S для углеродных и циркониевых звёзд.
2. Классификация по размерам:
-Делится на четыре типа: обычные звёзды (средние), карлики (меньше Солнца в сотни
раз), гиганты (больше Солнца в десятки раз), сверхгиганты (больше Солнца в сотни раз)
3. Классификация по светимости(яркости)(начиная от самых больших и ярких,
заканчивая маленькими и тусклыми):
- I - самые яркие, крупные и массивные, сверхгиганты
- II - яркие гиганты
- III - гиганты
- IV - субгиганты
- V - звёзды главной последовательности(обычные звезды наподобие солнца)
- VI - субкарлики
- VII - карлики

5.

Как образуются звезды? Звезды образуются в 4 этапа:
0. Образование молекулярных облаков(теория гравотурбулентной модели):
Межзвездные облака пыли под действием столкновений турбулентных течений
(похожие на потоки ветра, только в космосе, состоящие из магнитных волн)
межзвездного газа объединяются в молекулярное облако пыли.
1.Сжатие молекулярного облака:
Под действием собственной гравитации фрагменты облака начинают сжиматься,
начиная процесс звездообразования. Сжатию способствуют внешние факторы: ударные
волны от взрывов сверхновых, столкновения с другими облаками или влияние
спиральных рукавов галактик.
2.Формирование протозвезды:
По мере сжатия центральная часть сгустка нагревается, образуя протозвезду (горячее
плотное ядро, окружённое аккреционным(рассеянная пыль) диском). Вещество диска
постепенно падает на протозвезду, увеличивая её массу. Объект ещё не излучает свет,
но выделяет энергию за счёт гравитационного сжатия.
3.Эволюция протозвезды:
1) поглощение материала из аккреционного диска и наращивание массы;
2) через вращение протозвезды и гравитационные силы аккреционный диск
превращается в кольца пыли (будущие орбиты планет);
3) При взаимодействии магнитных полей происходит выброс газа, помогающий
будущей звезде стабилизироваться.

6.

4.Зажигание звезды:
Когда температура в центре протозвезды достигает 10 миллионов К,
запускаются реакции термоядерного синтеза. Водород превращается в гелий через
протон-протонную цепочку(без участия катализаторов) или CNO-цикл(углерод и
кислород как катализаторы), в зависимости от массы звезды. Выделяющаяся энергия
останавливает гравитационное сжатие.
Звезда достигает баланса между силой гравитации, сжимающей вещество, и давлением
излучения, расширяющим её. Это состояние сохраняется большую часть жизни звезды.
Интенсивность реакций регулируется автоматически: при повышении температуры
синтез ускоряется, увеличивая давление, и наоборот. После этого все остальные
характеристики определяются ее массой.
После процесса звездообразования
есть 2 исхода:
1) Формирование малелькой звезды
(масса<1/3 солнца), после которой
идет образование карликов
2) Формирование большой звезды:
-Гиганты(красные и голубые):
масса - от 1,5 до 20 Масс Солнца.
-Сверхгиганты: Масса - от 10 до 70
МС
-Гипергиганты: Масса - от 100 до 250
МС

7.

КАРЛИКОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
Карликовые звезды(карлики) это звезды, которые имеют массу равной солнцу или
меньше, но при это излучающие яркий свет
Виды карликов:
1) Жёлтый карлик. Тип небольших звёзд главной последовательности
спектрального класса G, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца.
2) Оранжевый карлик. Тип небольших звёзд главной последовательности
спектрального класса K, имеющих массу от 0,5 до 0,8 массы Солнца
и более продолжительное время жизни.
3) Красный карлик. Маленькая и относительно холодная звезда главной
последовательности, имеющая спектральный класс М.
Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной.
4) Голубой карлик. Гипотетический тип звёзд, эволюционирующий из
Красных карликов перед выгоранием всего водорода, а после
предположительно эволюционирующий в белых карликов.
5) Белый карлик. Проэволюционировавшие звёзды с массой,
не превышающей предел Чандрасекара(предел масс белых карликов),
лишённые собственных источников термоядерной энергии.
6) Чёрный карлик. Остывшие и вследствие этого не излучающие
(или слабоизлучающие) в видимом диапазоне белые карлики.
Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов
7) Коричневые и субкоричневые карлики. Тип карликов,
в которых не происходит никаких реакций термоядерного синтеза

8.

Планетарная туманность и сверхновая
Планетарная туманность - астрономический объект, представляющий
собой оболочку ионизированного газа вокруг центральной звезды (белого карлика).
Планетарные туманности возникают на завершающей стадии эволюции звёзд средней
и малой массы (от 0,8 до 8 солнечных масс). Процессы включают несколько этапов:
1) Звезда начинает медленно терять массу в течение 1 млн лет
2) В конце стадии вещество увлекается и сгребается быстрым звёздным ветром,
образуя пространственную структуру - будущую планетарную туманность.
3) Звезда, потеряв оболочку, сжимается и нагревается.
4) Растущее УФ-излучение(ультрафиолет) звезды ионизует оболочку, в спектре
возникают и усиливаются линии излучения.
5) После исчерпания источников энергии звезда охлаждается и становится белым
карликом.
Сверхновая звезда (вспышка сверхновой) - это явление, при котором звезда резко
увеличивает свою светимость в десятки тысяч - сто миллионов раз, а затем медленно
затухает. Это результат катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции
некоторых звёзд.
Типы сверхновых
В астрономии выделяют два основных типа сверхновых звёзд:
Первый тип. В спектре отсутствуют линии водорода. Включает подтипы Ia, Ib и Ic.
Второй тип. В спектре есть следы водорода. Подтипы: II-L, II-P, IIn и IIb.

9.

ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ
Черная дыра - это область пространства, гравитационное притяжение которой
настолько сильно, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со
скоростью света. Граница этой области называется горизонтом событий.
Типы черных дыр:
1) Звёздные. Формируются после взрыва сверхновой звезды,
обычно имеют массу порядка нескольких солнечных масс.
2) Сверхмассивные. Находятся в центрах большинства галактик,
их масса может достигать миллиардов солнечных масс.
3) Промежуточные. Занимают промежуточное положение между звёздными и
сверхмассивными чёрными дырами, их масса - от 100 до нескольких тысяч
солнечных масс.
Свойства черных дыр:
- Искривление пространства и времени. Гравитационное поле чёрной дыры
деформирует окружающее пространство, что описывается общей теорией
относительности Эйнштейна.
- Сингулярность. В центре чёрной дыры находится точка бесконечной
плотности и нулевого объёма, где законы физики, известные сегодня,
перестают действовать.

10.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Нейтронная звезда - это космический объект, который является одним из
возможных результатов эволюции звёзд. Это компактный шар диаметром всего 20–
30 километров, но с массой, сравнимой с 1,4 массы Солнца.
Нейтронная звезда образуется после смерти массивной звезды, чья масса в 8–20
раз превышает массу Солнца. Когда такая звезда исчерпывает своё топливо, она
больше не может противостоять собственной гравитации. Ядро коллапсирует, а
внешние слои взрываются в событии, известном как сверхновая.
В процессе коллапса ядро звезды сжимается до высокой плотности. Протоны и
электроны внутри него «сплавляются» под давлением, образуя нейтроны. Так
рождается нейтронная звезда - звёздный остаток после взрыва.
Свойства нейтронной звезды:
- Высокая скорость вращения - до нескольких сотен оборотов в секунду.
- Мощное магнитное поле - в миллиарды раз сильнее, чем у Земли.
- Интенсивное излучение различных форм - от радиоволн до рентгеновских
лучей.
- Роль в распространении гравитационных волн — когда нейтронная звезда
испытывает сильное гравитационное возмущение, она испускает эти волны,
которые распространяются по всему космосу со скоростью света.
Примеры нейтронных звезд: пульсар, магнитар(звезда с сильным магнитным
излучением), рентгеновский пульсар(звезда-источник рентгеновского излучения)

11.

Солнце - одна из звёзд нашей галактики и единственная звезда Солнечной системы.
Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и
их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы
и космическая пыль.
По спектральной классификации Солнце относится к типу G (жёлтый карлик), и
подклассом 2V, или же к полному спектральному классу G2V.
В настоящем времени солнце находится в состоянии обычного желтого карлика,
который прожил примерную половину своей солнечной жизни, однако через 4.4 млрд
лет солнце начнет переходить из желтого карлика в красного гиганта, который
уничтожит все каменные планеты и начнет обратное сужение за счет давления,
оказываемое вакуумом и за счет потери внутреннего давления при образовании
красного гиганта, данное сужение оставит планетарную туманность после себя, а после
этого планетарная туманность начнет формирование белого карлика.
Учитывая материал предыдущих слайдов мы можем понять, что солнце идет по
эволюционному пути карликов и сейчас
Находится в стадии обычной звезды
Материалы:
Энциклопедия Солнца
Эдвард Кононович. Солнце
Солнце. Астронет

12.

ИСТОРИЯ ТЕОРИИ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЁЗД
Теорию эволюции звёзд не основал один учёный — она развивалась в результате
исследований представителей разных отраслей астрономии — от астрофизиков и
астрономов, до теоретиков и наблюдателей.
1880-е годы — Джозеф Локьер выдвинул гипотезу, что при высоких плотностях
уравнение состояния вещества звезды сильно отклоняется от уравнения состояния
идеального газа, её сжатие останавливается, и она начинает остывать и тускнеть.
1920 год — Артур Эддингтон предположил, что энергия в звёздах выделяется
за счёт превращения водорода в гелий: при такой реакции за счёт дефекта массы
должно выделяться достаточно энергии для излучения звёзд в течение многих
миллионов и даже миллиардов лет.
1941 год — Мартин Шварцшильд рассчитал модель Солнца с термоядерным
источником энергии, и его результаты подтвердили теорию термоядерного
синтеза в недрах звёзд.
также на теорию повлияли некоторые открытия, такие как:
-Открытие двух механизмов превращения водорода в гелий в недрах звезды:
протон-протонного и углеродно-азотного циклов.(1938г)
-Расчёт модели равновесной звезды (Солнца) с термоядерным источником
энергии(1941г)

13.

Спасибо за внимание