Слайд 1

Слайд 2

Слайд 3

Слайд 4

Слайд 5

Слайд 6

Слайд 7

Слайд 8

Слайд 9

Слайд 10

Слайд 11

Слайд 12

Слайд 13

Слайд 14

Братовчедка София и Шевяко Анна

Астрономията като предмет е премахната от училищната програма. Въпреки това във физиката за 11 клас според Федералната програма за държавни образователни стандарти има глава „Структура на Вселената“. Тази глава съдържа уроци за "Физическите характеристики на звездите" и "Еволюцията на звездите". Тази презентация, направена от ученици, е допълнителен материал за тези уроци. Работата беше извършена естетически, цветно, компетентно, а материалът, предложен в нея, надхвърля обхвата на програмата.

Изтегляне:

Преглед:

За да използвате визуализации на презентации, създайте акаунт в Google и влезте в него: https://accounts.google.com

Надписи на слайдове:

Раждането и еволюцията на звездите. Работата е извършена от ученици от 11 клас „L“ на MBOU „Средно училище № 37“ в Кемерово, Кузина София и Шевяко Анна. Ръководител: Олга Владимировна Шинкоренко, учител по физика.

Раждането на звезда Космосът често се нарича безвъздушно пространство, като се смята, че е празно. Това обаче не е вярно. В междузвездното пространство има прах и газ, главно хелий и водород, с много повече от последния. Във Вселената има дори цели облаци прах и газ, които могат да бъдат компресирани под въздействието на гравитацията.

Раждане на звезда По време на процеса на компресиране част от облака ще стане по-плътен, докато се нагрява. Ако масата на компресираното вещество е достатъчна, за да започнат да протичат ядрени реакции в него по време на процеса на компресия, тогава звезда излиза от такъв облак.

Раждане на звезда Всяка "новородена" звезда, в зависимост от първоначалната си маса, заема определено място на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел - графика, на едната ос на която е нанесен цветът на звездата, а на другата - нейната яркост, т.е. количеството енергия, излъчвана за секунда. Цветовият индекс на една звезда е свързан с температурата на нейните повърхностни слоеве – колкото по-ниска е температурата, толкова по-червена е звездата и толкова по-голям е цветният й индекс.

Живот на звезда По време на процеса на еволюция звездите променят позицията си на диаграмата спектър-осветеност, преминавайки от една група в друга. Звездата прекарва по-голямата част от живота си в главната последователност. Вдясно и нагоре от него са разположени както най-младите звезди, така и звездите, които са напреднали далеч по своя еволюционен път.

Животът на една звезда Продължителността на живота на една звезда зависи главно от нейната маса. Според теоретичните изчисления масата на една звезда може да варира от 0,08 до 100 слънчеви маси. Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-бързо изгаря водородът и толкова по-тежки елементи могат да се образуват по време на термоядрен синтез в нейните дълбини. В късен етап от еволюцията, когато изгарянето на хелий започне в централната част на звездата, тя напуска Главната последователност, превръщайки се, в зависимост от масата си, в син или червен гигант.

Животът на една звезда Но идва момент, когато една звезда е на ръба на криза; тя вече не може да генерира необходимото количество енергия, за да поддържа вътрешно налягане и да устои на силите на гравитацията. Започва процесът на неконтролируемо компресиране (колапс). В резултат на колапса се образуват звезди с огромна плътност (бели джуджета). Едновременно с образуването на свръхплътно ядро, звездата изхвърля външната си обвивка, която се превръща в газов облак - планетарна мъглявина и постепенно се разсейва в космоса. Звезда с по-голяма маса може да се свие до радиус от 10 km, превръщайки се в неутронна звезда. Една супена лъжица от неутронна звезда тежи 1 милиард тона! Последният етап от еволюцията на още по-масивна звезда е образуването на черна дупка. Звездата се свива до такъв размер, че втората скорост на бягство става равна на скоростта на светлината. В областта на черна дупка пространството е силно извито и времето се забавя.

Животът на една звезда Образуването на неутронни звезди и черни дупки задължително е свързано с мощна експлозия. В небето се появява ярка точка, почти толкова ярка, колкото галактиката, в която е пламнала. Това е "Свръхнова". Споменаванията в древните хроники за появата на най-ярките звезди в небето не са нищо повече от доказателство за колосални космически експлозии.

Смърт на звезда Звездата губи цялата си външна обвивка, която, отлитайки с висока скорост, се разтваря без следа в междузвездната среда след стотици хиляди години, а преди това я наблюдаваме като разширяваща се газова мъглявина. През първите 20 000 години разширяването на газовата обвивка е придружено от мощно радиоизлъчване. През това време това е гореща плазмена топка, която има магнитно поле, което задържа високоенергийните заредени частици, образувани в Суперновата. Колкото повече време е минало от експлозията, толкова по-слабо е радиоизлъчването и толкова по-ниска е температурата на плазмата.

Примери за звезди Галактика в съзвездието Голяма мечка Голяма мечка

Примери за основните съзвездия Андромеда

Използвана литература Карпенков С. Х. Концепции на съвременното естествознание. - М., 1997. Шкловски И. С. Звезди: тяхното раждане, живот и смърт. - М.: Наука, Главна редакция на физико-математическата литература, 1984. - 384 с. Владимир Сурдин Как се раждат звездите - Рубрика “Планетариум”, № 2 (2809), февруари 2008 г. Карпенков С. Х. Основни понятия на естествознанието. - М., 1998. Новиков И. Д. Еволюция на Вселената. - М., 1990. Ровински Р. Е. Развиващата се Вселена. - М., 1995.

Благодаря за гледането!

Съдържание

• Раждането на звездите
• Живот на звезда
• Бели джуджета и неутронни дупки
• Черни дупки
• Смъртта на звездите

• Представете действието на гравитационните сили във Вселената, които водят до образуването на звезди.
• Помислете за процеса на еволюция на звездите.
• Дайте концепцията за пространствената скорост на звездите.
• Опишете физическата природа на звездите.

• Пространството често се нарича безвъздушно пространство, мислейки го за празно. Това обаче не е вярно. В междузвездното пространство има прах и газ, главно хелий и водород, с много повече от последния.
• Във Вселената има дори цели облаци прах и газ, които могат да бъдат компресирани под въздействието на гравитацията.

• По време на процеса на компресия част от облака ще се нагрее и ще стане по-плътен.
• Ако масата на компресираното вещество е достатъчна, за да започнат да протичат ядрени реакции в него по време на процеса на компресия, тогава звезда излиза от такъв облак.

• Всяка „новородена“ звезда, в зависимост от първоначалната си маса, заема определено място на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел - графика, на едната ос на която е нанесен цветът на звездата, а на другата - нейната светимост, т.е. количеството енергия, излъчвана за секунда.
• Цветовият индекс на една звезда е свързан с температурата на нейните повърхностни слоеве – колкото по-ниска е температурата, толкова по-червена е звездата и толкова по-голям е цветният й индекс.

• В процеса на еволюция звездите променят позицията си на диаграмата спектър-осветеност, преминавайки от една група в друга. Звездата прекарва по-голямата част от живота си в главната последователност. Вдясно и нагоре от него са разположени както най-младите звезди, така и звездите, които са напреднали далеч по своя еволюционен път.

• Продължителността на живота на една звезда зависи главно от нейната маса. Според теоретичните изчисления масата на една звезда може да варира от 0,08 към 100 слънчеви маси
• Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-бързо изгаря водородът и толкова по-тежки елементи могат да се образуват по време на термоядрен синтез в нейните дълбини. В късен етап от еволюцията, когато изгарянето на хелий започне в централната част на звездата, тя напуска Главната последователност, превръщайки се, в зависимост от масата си, в син или червен гигант.

• Но идва момент, когато една звезда е на прага на криза; тя вече не може да генерира необходимото количество енергия, за да поддържа вътрешно налягане и да устои на силите на гравитацията. Започва процесът на неконтролируемо компресиране (колапс).
• В резултат на колапса се образуват звезди с огромна плътност (бели джуджета). Едновременно с образуването на свръхплътно ядро, звездата изхвърля външната си обвивка, която се превръща в газов облак - планетарна мъглявина и постепенно се разсейва в космоса.
• Звезда с по-голяма маса може да се свие до радиус от 10 km, превръщайки се в неутронна звезда. Една супена лъжица от неутронна звезда тежи 1 милиард тона! Последният етап от еволюцията на още по-масивна звезда е образуването на черна дупка. Звездата се свива до такъв размер, че втората скорост на бягство става равна на скоростта на светлината. В областта на черна дупка пространството е силно извито и времето се забавя.

• Образуването на неутронни звезди и черни дупки задължително е свързано с мощна експлозия. В небето се появява ярка точка, почти толкова ярка, колкото галактиката, в която е пламнала. Това е "Свръхнова". Споменаванията в древните хроники за появата на най-ярките звезди в небето не са нищо повече от доказателство за колосални космически експлозии.

• Звездата губи цялата си външна обвивка, която, отлитайки с висока скорост, се разтваря без следа в междузвездната среда след стотици хиляди години, а преди това я наблюдаваме като разширяваща се газова мъглявина.
• През първите 20 000 години разширяването на газовата обвивка е придружено от мощно радиоизлъчване. През това време това е гореща плазмена топка, която има магнитно поле, което улавя високоенергийните заредени частици, произведени в свръхновата.
• Колкото повече време е минало от експлозията, толкова по-слабо е радиоизлъчването и толкова по-ниска е температурата на плазмата.

• Презентация

• Тема: Раждането и еволюцията на звездите

• Родкина Л. Р.

• Доцент, катедра Електроника, IIBS

• VGUES, 2009 г

• Раждането на звездите

• Живот на звезда

• Бели джуджета и неутронни дупки

• Черни дупки

• Смъртта на звездите

Цели и задачи

• Представете действието на гравитационните сили във Вселената, които водят до образуването на звезди.

• Помислете за процеса на еволюция на звездите.

• Дайте концепцията за пространствената скорост на звездите.

• Опишете физическата природа на звездите.

Родена е звезда

Родена е звезда

Родена е звезда

Живот на звезда

Живот на звезда

• Продължителността на живота на една звезда зависи главно от нейната маса. Според теоретичните изчисления масата на една звезда може да варира от 0,08 към 100 слънчеви маси

• Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-бързо изгаря водородът и толкова по-тежки елементи могат да се образуват по време на термоядрен синтез в нейните дълбини. В късен етап от еволюцията, когато изгарянето на хелий започне в централната част на звездата, тя напуска Главната последователност, превръщайки се, в зависимост от масата си, в син или червен гигант.

Живот на звезда

Живот на звезда

Смърт на звезда

препратки:

• Шкловски И. С. Звезди: тяхното раждане, живот и смърт. - М.: Наука, Главна редакция на физико-математическата литература, 1984. - 384 с.

• Владимир Сурдин Как се раждат звездите - Рубрика “Планетариум”, Около света, № 2 (2809), февруари 2008 г.

Въпроси за сигурност

• Откъде идват звездите?

• Как възникват?

• Тъй като животът на звездите е ограничен, те трябва да възникнат за крайно време. Как можем да научим нещо за този процес?

• Възможно ли е да се видят звезди, образуващи се в небето?

• Свидетели ли сме на тяхното раждане?

Използвана литература

• Слайд 1

  ЕВОЛЮЦИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ

  

  Слайд 2

  Вселената се състои от 98% звезди. Те са основният елемент на галактиката.

  „Звездите са огромни топки от хелий и водород, както и други газове. Гравитацията ги дърпа навътре, а налягането на горещия газ ги изтласква навън, създавайки равновесие. Енергията на една звезда се съдържа в нейното ядро, където хелият взаимодейства с водорода всяка секунда.

  

  Слайд 3

  Жизненият път на звездите е пълен цикъл - раждане, растеж, период на относително спокойна активност, агония, смърт и наподобява жизнения път на отделен организъм.

  Астрономите не са в състояние да проследят живота на една звезда от началото до края. Дори най-краткоживеещите звезди съществуват милиони години – повече от живота не само на един човек, но и на цялото човечество. Учените обаче могат да наблюдават много звезди на много различни етапи от тяхното развитие - току-що родени и умиращи. Въз основа на множество звездни портрети те се опитват да възстановят еволюционния път на всяка звезда и да напишат нейната биография.

  

  Слайд 4

  Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел

  

  Слайд 5

  Звездообразуващи региони.

  Гигантски молекулярни облаци с маса над 105 слънчеви маси (повече от 6000 от тях са известни в Галактиката)

  Мъглявина Орел

  На 6000 светлинни години млад отворен звезден куп в съзвездието Змии; тъмните области в мъглявината са протозвезди

  

  Слайд 6

  Мъглявината Орион

  светлинна емисионна мъглявина със зеленикав оттенък и разположена под пояса на Орион може да се види дори с невъоръжено око, на 1300 светлинни години и с величина 33 светлинни години

  

  Слайд 7

  Гравитационна компресия

  Компресията е следствие от гравитационната нестабилност, идеята на Нютон. По-късно Джинс определи минималния размер на облаците, в които може да започне спонтанно компресиране.

  Има доста ефективно охлаждане на средата: освободената гравитационна енергия преминава в инфрачервено лъчение, което отива в открития космос.

  

  Слайд 8

  Протозвезда

  С увеличаване на плътността на облака той става непрозрачен за радиация. Температурата на вътрешните области започва да се повишава. Температурата в недрата на протозвездата достига прага на реакциите на термоядрен синтез. Компресията спира за известно време.

  

  Слайд 9

  младата звезда е пристигнала на главната последователност на диаграмата H-R, процесът на изгаряне на водород е започнал - основното звездно ядрено гориво практически не се компресира и енергийните запаси вече не се променят; бавна промяна в химическия състав в централната му част региони, причинени от превръщането на водорода в хелий

  Звездата преминава в стационарно състояние

  

  Слайд 10

  Еволюционна графика на типична звезда

  

  Слайд 11

  когато водородът изгори напълно, звездата напуска главната последователност в района на гиганти или, при големи маси, свръхгиганти

  Гиганти и свръхгиганти

  

  Слайд 12

  звездна маса

  Когато цялото ядрено гориво изгори, започва процесът на гравитационно компресиране.