Головна Головна -> Реферати українською -> Астрономія, авіація, космонавтика -> Еволюція зірок.

Еволюція зірок.

Назва:
Еволюція зірок.
Тип:
Реферат
Мова:
Українська
Розмiр:
3,68 KB
Завантажень:
456
Оцінка:
 
поточна оцінка 5.0


Скачати цю роботу безкоштовно
Пролистати роботу: 1  2 
Еволюція зірок.
1. Стадія протозорі та головної послідовності. Як показу-ють дослідження, в міжзоряному середовищі є протяжні газово-пилові комплекси з масами в тисячі й десятки тисяч мас Сонця, розмірами 10-100 пк (30-300 св.р.) і температурою кілька десятків кельвінів. Такі комплекси гравітаційне нестійкі і з часом дробляться на окремі фрагменти. Саме з таких фрагментів внаслідок гравітаційного стиснення утворюються протозорі.
На початку процесу формування протозорі пилові частинки і газові молекули падають до центра хмари, потенціальна енергія гравітації переходить у кінетичну, а кінетична, внаслідок зіткнень частинок, - у теплову. Таким чином, значна частина гравітаційної енергії стискання витра-чається на нагрівання речовини. Газ і пилинки швидко трансформують цю енергію в інфрачервоне випромі-нювання, яке вільно залишає газово-пиловий комплекс. Тому протозорі є потужними джерелами інфрачервоного випромінювання.
В процесі формування ядра зі знач-но більшою густиною, ніж у навко-лишній хмарі, протозоря стає непрозо-рою для власного інфрачервоного випромінювання, і температура її надр починає стрімко зростати. Енергія від центральних до зовнішніх зон переноситься шляхом конвекції.
Коли температура ядра досягає кількох мільйонів кельвінів, включаються перші термоядерні реакції «вигорання» літію, берилію, бору. Але газового тиску, який існує при таких температурах, недостатньо для припинення стискання.
І тільки через сотні мільйонів років для майбутніх карликових зір, коли темпе-ратура в центрі в процесі подальшого стискання досягає приблизно 10 млн. К, починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій з виділенням величезної кількості енергії. Відтепер сила газового тиску, що підтримується високою температурою, зрівноважує сили гравітації, і стискання припиняється. Протозоря досягає стану гравітаційної рівноваги і перетворюється на молоду зорю, яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми спектр-світність.
Що більша маса новонародженої зорі, то вища температура в її над-рах (а отже, і на поверхні), більша її світність і тим вище вона розташо-вується на головній послідовності. Зоря перебуває на ній доти, доки весь водень у центральних її частинах не перетвориться на гелій і не утвориться гелієве ядро. Для Сонця цей процес триває 10 млрд. років, а для зорі масою М
років
Наприклад, для блакитного гіганта з масою в 17 разів більшою за со-нячну і температурою на поверхні 28 000 К час перебування на головній послідовності дорівнює 8 млн. років, а для червоного карлика з масою 0,5 сонячної і температурою поверхні 3 000 К - 80 млрд. років.
Таким чином, на головній послідовності зоря проводить основну ча-стину свого «життя», строк якого визначається її початковою масою. Масивна блакитна зоря з великими запасами водневого палива живе на«^ багато менше часу, ніж маленький червоний карлик з його мізерними запасами. Адже інтенсивність термоядерних реакцій у надрах масивної зорі набагато вища, ніж у холодного червоного карлика.
2. Відхід зорі від головної послідовності. Як уже відомо, після вигорання водню в центрі зорі навколо гелієвого ядра утво-рюється тонкий сферичний енерговиділяючий шар. Він поділяє зорю на дві зони - вигоріле ядро і зовнішню оболонку. Фізичні процеси у двох зонах зорі розгортаються по-різному.
У міру вичерпання водню цей прошарок щораз далі відсувається від центральної зони, збільшуючи розміри і масу ядра.
Червоні гіганти. В дуже товстій оболонці зорі енергія шляхом конвекції переноситься до поверхневих шарів. Потужні конвективні течії виносять в атмосферу продукти згорання (зокрема вуглець та інші), які, переходячи в молекулярний стан, інтенсивно поглинають випромінювання з глибин, через що атмосфера стає непрозорою. Під дією значного тиску випромінювання зсередини оболонка починає розбухати, досягаючи сотень і навіть тисяч радіусів Сонця завтовшки. Для зорі з масою Сонця такий процес починається, коли маса гелієвого ядра досягає 0,4М.
Через велетенські розміри поверхні температура зорі поступово знижується, і вона, пересуваючись праворуч упоперек головної послідо-вності, поступово зміщується у правий верхній кут діаграми спектр-світність.

Завантажити цю роботу безкоштовно
Пролистати роботу: 1  2 



Реферат на тему: Еволюція зірок.

BR.com.ua © 1999-2017 | Реклама на сайті | Умови використання | Зворотній зв'язок