Звезды Скачать
презентацию
<<  Звёзды и их строение Чёрные дыры  >>
Звезды: строение и эволюция
Звезды: строение и эволюция
Классификация нормальных звезд
Классификация нормальных звезд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Классы светимости
Классы светимости
Внутреннее строение Солнца
Внутреннее строение Солнца
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Физические основы внутреннего строения звезд
Физические основы внутреннего строения звезд
Гидростатическое равновесие
Гидростатическое равновесие
Политропная модель
Политропная модель
Частные случаи политропных моделей
Частные случаи политропных моделей
Теория Белых Карликов
Теория Белых Карликов
Обнажившееся ядро звезды
Обнажившееся ядро звезды
Сириус В
Сириус В
Перенос излучения в звездах
Перенос излучения в звездах
Непрозрачность вещества в недрах звезд
Непрозрачность вещества в недрах звезд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Уравнения звездной структуры
Уравнения звездной структуры
Модель Солнца
Модель Солнца
Соотношение масса – светимость
Соотношение масса – светимость
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Эддингтоновский предел светимости
Эддингтоновский предел светимости
Ядерные источники энергии звезд
Ядерные источники энергии звезд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Ядерные реакции в звездах
Ядерные реакции в звездах
Протон-протонный цикл
Протон-протонный цикл
Основные цепи реакций
Основные цепи реакций
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Количество энергии
Количество энергии
Горение гелия
Горение гелия
Горение C и O на поздних стадиях эволюции
Горение C и O на поздних стадиях эволюции
Горение кремния
Горение кремния
Fe group
Fe group
Эволюция звезд
Эволюция звезд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Планетарные туманности
Планетарные туманности
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Схема эволюции одиночной звезды
Схема эволюции одиночной звезды
Подавляющее большинство
Подавляющее большинство
Давление электронного вырожденного газа
Давление электронного вырожденного газа
Примеры сверхновых типа Ia
Примеры сверхновых типа Ia
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Параметр
Параметр
Мультипликация NASA
Мультипликация NASA
Переменные звезды
Переменные звезды
Соотношение период-светимость
Соотношение период-светимость
Нейтронные звезды
Нейтронные звезды
Черные дыры
Черные дыры
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Нейтринная астрономия
Нейтринная астрономия
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Баксанская нейтринная обсерватория
Баксанская нейтринная обсерватория
Result
Result
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Нейтринная обсерватория в Садбери
Нейтринная обсерватория в Садбери
Нейтринная обсерватория в Садбери
Нейтринная обсерватория в Садбери
Строение и эволюция звёзд
Строение и эволюция звёзд
Циклы солнечной активности
Циклы солнечной активности
Циклы солнечной активности
Циклы солнечной активности
Слайды из презентации «Строение и эволюция звёзд» к уроку астрономии на тему «Звезды»

Автор: NoNe NoNe. Чтобы увеличить слайд, нажмите на его эскиз. Чтобы использовать презентацию на уроке, скачайте файл «Строение и эволюция звёзд.ppt» бесплатно в zip-архиве размером 6596 КБ.

Скачать презентацию

Строение и эволюция звёзд

содержание презентации «Строение и эволюция звёзд.ppt»
СлайдТекст
1 Звезды: строение и эволюция

Звезды: строение и эволюция

2 Классификация нормальных звезд

Классификация нормальных звезд

Спектры большинства звезд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других – усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами. В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв (мнемоническое правило: O Be A Fine Girl Kiss Me). Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например, В8, А0, G5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O2 до O9,5.

3
4
5 Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

В самом начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Рассел установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звездная величина. Такой график называется диаграммой спектр – светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рассела

6
7
8 Классы светимости

Классы светимости

Внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса. Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой – светимость. Солнце, относящееся к главной последовательности, попадает в V класс светимости и обозначение его спектра G2V. Эта классификация звезд называется МКК (Моргана, Кинана, Кельман).

9 Внутреннее строение Солнца

Внутреннее строение Солнца

Зона ядерных реакций в центре Зона лучистого переноса энергии Конвективная зона Фотосфера Хромосфера Корона

10
11
12
13 Физические основы внутреннего строения звезд

Физические основы внутреннего строения звезд

Физическое состояние стационарных звезд определяется условиями гидростатического (макроскопические параметры - масса, радиус - изменяются на больших временах >> динамического времени) и теплового (звезды не взрываются, их светимость меняется плавно) равновесия.

Нет ничего проще, чем звезда. (А. Эддингтон)

14 Гидростатическое равновесие

Гидростатическое равновесие

Для сферически -симметричного случая Прямым следствием уравнения гидростатического равновесия является теорема вириала, связывающая тепловую (кинетическую) и потенциальную (гравитационную) энергию стационарной звезды. Умножая обе части уравнения гидростатического равновесия на r и интегрируя по dm по частям, получим

15 Политропная модель

Политропная модель

Отсюда можно, например, оценить температуру в центре Солнца. Пусть вся звезда состоит из идеального одноатомного газа, ? =5/3, Q = (3/2)NkT. С учетом молекулярного веса получим T ~ 107 K. Точное значение – 14·106 K.

(? – показатель, n – индекс политропы)

(адиабата) На единицу массы

Удельная тепловая энергия

16 Частные случаи политропных моделей

Частные случаи политропных моделей

n = 3/2, ? = 5/3 (идеальный одноатомный газ) U = -2Q, E = -Q Звезда обладает отрицательной теплоемкостью, dE/dT < 0 – устойчивое тепловое равновесие. n = 3, ? = 4/3 (реализуется в белых карликах и в больших горячих звездах) U = -Q, E = 0 Равновесие возможно только при одном определенном значении массы, M ~ (K/G)3/2 Радиус звезды может быть любым.

17 Теория Белых Карликов

Теория Белых Карликов

Плотность очень велика, ? ~ 105–109 г/см3. Вещество состоит из ядер и свободных электронов, которые подчиняются статистике Ферми – Дирака. Объем фазовой ячейки Число электронов в единице объема (pF – граничный импульс Ферми) Введем параметр x = pF/mec. При x << 1 электроны нерелятивистские, при x >> 1 – релятивистские.

Чандрасекаровский предел массы

18 Обнажившееся ядро звезды

Обнажившееся ядро звезды

Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды, находившейся до сброса наружных слоев на ветви сверхгигантов. Когда оболочка планетарной туманности рассеется, ядро звезды, находившейся до этого на ветви сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в верхний угол диаграммы для белых карликов. Ядро будет горячее, маленькое и голубое с низкой светимостью - это и характеризует звезду как белый карлик. Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из кислорода, неона или магния. Ядерные реакции в белом карлике не идут. Для белых карликов существует зависимость "масса-радиус", причем чем больше масса, тем меньше радиус.

19 Сириус В

Сириус В

Сравнение свойств белого карлика Сириус В с Землей и Солнцем.

Свойства

Земля

Сириус В

Солнце

Масса (msun)

3 10-6

0.94

1.00

Радиус (rsun)

0.009

0.008

1.00

Светимость (lsun)

0.00

0.0028

1.00

температура поверхности (К)

287

27000

5770

Средняя плотность (г/см3)

5.5

2.8 106

1.41

центральная температура (К)

4200

2.2 107

1.6 107

Центральная плотность (г/см3)

9.6

3.3 107

160

20 Перенос излучения в звездах

Перенос излучения в звездах

Перенос энергии из недр звезды к ее поверхности может осуществляться различными механизмами: излучением, электронной теплопроводностью, конвекцией. Для нормальных звезд в большинстве случаев этот перенос обусловлен лучистой теплопроводностью. Лучистый перенос представляет собой диффузионный процесс. Фотоны многократно рассеиваются, поглощаются и переизлучаются (за счет томсоновского рассеяния и тормозного механизма излучения). Коэффициент диффузии равен D = cl/3, где l – средняя длина свободного пробега фотонов, l ~ 1/?? (? – «непрозрачность», ? = ?/?). Время диффузии tD ~ R2/D. Для Солнца время диффузии фотонов составляет около миллиона лет. При некоторых условиях (градиент температуры выше адиабатического) радиальное распределение плотности оказывается неустойчивым и возникает конвекция. Внешняя конвективная зона имеется на Солнце.

21 Непрозрачность вещества в недрах звезд

Непрозрачность вещества в недрах звезд

22
23 Уравнения звездной структуры

Уравнения звездной структуры

X, Y, Z – весовые доли элементов: водорода, гелия и др.

24 Модель Солнца

Модель Солнца

25 Соотношение масса – светимость

Соотношение масса – светимость

Из уравнений, описывающих структуру нормальных звезд, можно найти связь между массой и светимостью звезды. Для звезд с массой порядка солнечной Характерное время жизни звезды на главной последовательности (?n – эффективность ядерных реакций (~ 0.007), Mc – масса ядра звезды). Массивные звезды эволюционируют быстрее.

26
27 Эддингтоновский предел светимости

Эддингтоновский предел светимости

Этот предел определяется равенством силы светового давления на электрон и силы притяжения протона звездой.

28 Ядерные источники энергии звезд

Ядерные источники энергии звезд

При типичных температурах средняя кинетическая энергия частиц в центре звезды ~ 1 кэВ. В то же время для преодоления кулоновского отталкивания двух протонов необходима энергия ~ 1 МэВ. При максвелловском распределении доля частиц с такой энергией ~ e-1000 ? 10-430. В Солнце всего 1057 частиц, т.е. классическая вероятность взаимодействия двух протонов пренебрежимо мала. Однако, вероятность такого взаимодействия значительно увеличивается с учетом законов квантовой механики за счет туннельного эффекта.

Если бы Солнце светило только за счет запасов тепловой энергии, то их хватило бы на ~ 30 млн. лет.

29
30 Ядерные реакции в звездах

Ядерные реакции в звездах

Основные типы ядерных реакций в звездах – это так называемый протон-протонный и углеродный (CNO) циклы. Первый доминирует при T < 20 млн. K, второй – при более высоких температурах. В обоих случаях в конечном счете из 4-х протонов образуется одно ядро гелия. При этом выделяется энергия (4Mp – MHe)c2 = 28.3 МэВ. Минимальная масса звезды, при которой возможны ядерные реакции, ~ 0.1 солнечной.

31 Протон-протонный цикл

Протон-протонный цикл

Ядерные реакции в звездах: протон-протонный цикл.

Вторая цепочка дает побочные продукты:

Последний распад дает нейтрино высоких энергий (8–9 МэВ).

32 Основные цепи реакций

Основные цепи реакций

превращения водорода в гелий, характерные для звезд с массами, близкими к солнечным. Две реакции, показанные слева вне основного пути обычно не относятся к pp-циклу, а существенны только при точном подсчете количества высокоэнергетических нейтрино. С точки зрения энерговыделения существенны только первые две цепочки.

33
34 Количество энергии

Количество энергии

Ядерные реакции в звездах: углеродный (CNO) цикл.

Углерод здесь выступает в роли катализатора. Количество энергии, выделяемой в обоих циклах, примерно одинаково.

35 Горение гелия

Горение гелия

36 Горение C и O на поздних стадиях эволюции

Горение C и O на поздних стадиях эволюции

37 Горение кремния

Горение кремния

и образование элементов до железного пика.

38 Fe group

Fe group

39 Эволюция звезд

Эволюция звезд

после главной последовательности.

При достаточно больших массах звезд (> 0.5 солнечной) нет глобального перемешивания, поэтому водород в центре постепенно истощается. Появляется слоевой источник энергии и изотермическое гелиевое ядро. Звезда начинает разбухать и ее радиус увеличивается в десятки раз. На диаграмме Гецшпрунга – Рассела звезда переходит в область красных гигантов.

40
41
42
43
44
45
46 Планетарные туманности

Планетарные туманности

Планетарная туманность является сброшенными верхними слоями сверхгиганта. Свечение обеспечивается возбуждением газа ультрафиолетовым излучением центральной звезды. Туманность излучает в оптическом диапазоне, газ туманности нагрет до температуры порядка 10000 К.

47
48 Схема эволюции одиночной звезды

Схема эволюции одиночной звезды

Малые массы 0.08msun<m*<0.5msun

Умеренные массы 0.5msun<m*<8msun

Умеренные массы 0.5msun<m*<8msun

Массивные звезды 8msun<m*<60-100msun

Массивные звезды 8msun<m*<60-100msun

0.5Msun<M*<3Msun

3Msun<M*<8Msun

8Msun<M*<10Msun

M*>10Msun

Горение водорода в ядре

Горение водорода в ядре

Горение водорода в ядре

Горение водорода в ядре

Горение водорода в ядре

Гелиевые бел. Карлики

Вырожд. He ядро

Невырожд. He ядро

Невырожд. He ядро

Невырожд. He ядро

Гелиевая вспышка

Спокойное горение гелия в ядре

Спокойное горение гелия в ядре

Спокойное горение гелия в ядре

Спокойное горение гелия в ядре

CO белый карлик

CO белый карлик

Вырожд. CO ядро

Невырожд. CO ядро

Углеродная дет.

Горение углерода в ядре. CO в fe

Горение углерода в ядре. CO в fe

Горение углерода в ядре. C в O, ne, si, fe, ni..

O,ne,mg...Белый карлик или нейтронная звезда

Черная дыра

49 Подавляющее большинство

Подавляющее большинство

Сверхновые.

Подавляющее большинство сверхновых (SN) можно классифицировать в один из двух типов: SNI и SNII. Главный признак, по которому ведется классификация, – наличие в оптическом спектре эмиссий водорода (тип SNI) или их отсутствие (тип SNII). Имеются различия в кривых блеска. Физически SNI и SNII – также разные типы объектов. Механизмы вспышек сверхновых до конца не ясны.

50 Давление электронного вырожденного газа

Давление электронного вырожденного газа

При достаточно большой плотности ядра давление электронного вырожденного газа становится неспособным противостоять дальнейшему сжатию, и свободные электроны соединяются с протонами, образуя нейтроны и испуская нейтрино. Нейтрино, которые испускаются прямо из ядра, способствуют дальнейшей потере им энергии и еще более быстрому коллапсу. Ядро коллапсирует столь стремительно (за время порядка секунды), что наружные слои звезды отстают от него. Когда ядро уменьшится до размера около 10 км, нейтронный газ станет вырожденным и резко остановит дальнейшее сжатие. Направленная наружу ударная волна увлечет оставшийся материал оболочки за собой, сжимая и нагревая его. Конечным результатом будет формирование нейтронной звезды или черной дыры в ядре и полный разрыв остатка звезды с высвобождением энергии порядка 1053 эрг в нейтрино и 1051 эрг в кинетической и световой энергии.

51 Примеры сверхновых типа Ia

Примеры сверхновых типа Ia

52
53 Параметр

Параметр

I тип

II тип

Амплитуда визуального блеска DmV

>23m

>23m

Абсолютная величина в максимуме блеска Mmax

–16m…–19m

–16…–18m

Энергия вспышки (эрг)

1050

1050–1051

Масса звезды-предшественника (масс Солнца)

~1.5

~10

Сброшенная масса (масс Солнца)

~0.5

~1

Скорость выброса (км/с)

15000–20000

~6000

Локализация

Вспыхивают в галактиках всех типов

Вспыхивают только в спиральных галактиках (Sb, Sc)

Примеры остатков

Тихо (1572), Кеплера (1604), Краб, 1006 г. н.э.

Cas A(?)

~1.5

~10

~0.5

~1

54 Мультипликация NASA

Мультипликация NASA

показывающая взрыв звезды как сверхновой и превращение ее в пульсар.

55 Переменные звезды

Переменные звезды

56 Соотношение период-светимость

Соотношение период-светимость

При определенных условиях в звезде развиваются автоколебательные процессы, приводящие к периодическому изменению ее светимости. Механизм основан на изменении состояния ионизации гелия и, соответственно, - коэффициента непрозрачности (С.А. Жевакин). Для цефеид существует связь между периодом и светимостью. Это позволяет достаточно надежно оценивать расстояния до этих звезд, что делает их «маяками Вселенной».

57 Нейтронные звезды

Нейтронные звезды

При больших плотностях из-за вырождения могут идти процессы нейтронизации:

Пороговые энергии для разных элементов различны.

При массах ядра звезды больше Чандрасекаровского предела (~ 1.2 массы Солнца), но меньше ~ 2.5 солнечных после исчерпания значительной части ядерного горючего происходит катастрофический коллапс и образуется нейтронная звезда (размер ~ 10 км). Нейтронные звезды были открыты в 1967 г. (пульсары).

58 Черные дыры

Черные дыры

Гравитационный радиус (радиус Шварцшильда)

Для Солнца rg = 3 км.

59
60 Нейтринная астрономия

Нейтринная астрономия

Проблема солнечных нейтрино и нейтринная астрономия.

Количество нейтрино, излучаемое Солнцем за секунду, определяется только светимостью Солнца, т.к. при выделении 26.7 МэВ рождается 2 нейтрино. Выполненные к настоящему времени измерения дают величину потока нейтрино от Солнца заметно меньше ожидаемой.

61
62 Баксанская нейтринная обсерватория

Баксанская нейтринная обсерватория

Подземная лаборатория галлий-германиевого нейтринного телескопа (ГГНТ) для детектирования солнечных нейтрино с мишенью из 60 тонн металлического галлия, расположенного на расстоянии 3,5 км от входа в тоннель.

63 Result

Result

GALLEX.

Result: 77.5 SNU SSM prediction: 129 SNU

64
65 Нейтринная обсерватория в Садбери

Нейтринная обсерватория в Садбери

Нейтринная обсерватория в Садбери (Онтарио, Канада) (Sudbury Neutrino Observatory (SNO)) была построена в шахте на глубине 2070 метров. 1000 тонн сверхчистой тяжелой воды (D2O) залито в акриловый сосуд диаметром 12 метров. Черенковское излучение регистрируется 9600 фотоумножителями. Детектор погружен в сверхчистую обычную воду, которая находится в бочкообразной полости диаметром 22 метра и высотой 34 метра, выкопанной в скале. За сутки детектор регистрирует около 10 нейтринный событий. Нейтринные потоки "борных" нейтрино, детектировались с помощью реакций (первая реакция (СС), протекающая с участием заряженных токов, чувствительна только к электронным нейтрино; вторая (NC), протекающая с участием нейтральных токов чувствительна ко всем нейтрино; упругое рассеяние (ES) чувствительно ко всем ароматам нейтрино, но к мюонным и тау в меньшей степени):

66 Нейтринная обсерватория в Садбери

Нейтринная обсерватория в Садбери

67
68 Циклы солнечной активности

Циклы солнечной активности

69 Циклы солнечной активности

Циклы солнечной активности

«Строение и эволюция звёзд»
http://900igr.net/prezentatsii/astronomija/Stroenie-i-evoljutsija-zvjozd/Stroenie-i-evoljutsija-zvjozd.html
cсылка на страницу
Урок

Астрономия

25 тем
Слайды
Презентация: Строение и эволюция звёзд.ppt | Тема: Звезды | Урок: Астрономия | Вид: Слайды
900igr.net > Презентации по астрономии > Звезды > Строение и эволюция звёзд.ppt