Presentación sobre el tema "evolución de las estrellas". Tema de presentación: El nacimiento y evolución de las estrellas Considere el proceso de evolución de las estrellas.

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El Universo está formado en un 98% por estrellas. También son el elemento principal de la galaxia. “Las estrellas son enormes bolas de helio e hidrógeno, además de otros gases. La gravedad los atrae hacia adentro y la presión del gas caliente los empuja hacia afuera, creando el equilibrio. La energía de una estrella está contenida en su núcleo, donde el helio interactúa con el hidrógeno cada segundo”.

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El camino de la vida de las estrellas es un ciclo completo: nacimiento, crecimiento, un período de actividad relativamente tranquila, agonía, muerte y se asemeja camino de la vida un organismo separado. Los astrónomos no pueden rastrear la vida de una estrella de principio a fin. Incluso las estrellas de vida más corta existen durante millones de años, más que la vida no sólo de una persona, sino de toda la humanidad. Sin embargo, los científicos pueden observar muchas estrellas en etapas muy diferentes de su desarrollo: recién nacidas y moribundas. A partir de numerosos retratos estelares, intentan reconstruir el camino evolutivo de cada estrella y escribir su biografía.

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Regiones de formación estelar. Nubes moleculares gigantes con masas superiores a 105 veces la masa del Sol (se conocen más de 6.000 de ellas en la Galaxia) La Nebulosa del Águila, a 6.000 años luz de distancia, un joven cúmulo estelar abierto en la constelación de Serpens, zonas oscuras en la nebulosa son protoestrellas

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La Nebulosa de Orión es una nebulosa de emisión luminosa con un tinte verdoso y se encuentra debajo del Cinturón de Orión, visible incluso a simple vista, a 1300 años luz de distancia, y con una magnitud de 33 años luz.

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Compresión gravitacional La compresión es una consecuencia de la inestabilidad gravitacional, idea de Newton. Posteriormente, Jeans determinó el tamaño mínimo de las nubes en las que puede comenzar la compresión espontánea. Se produce un enfriamiento bastante eficaz del medio: la energía gravitacional liberada se convierte en radiación infrarroja que se dirige al espacio exterior.

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Protoestrella A medida que aumenta la densidad de una nube, se vuelve opaca a la radiación. La temperatura de las regiones internas comienza a subir. La temperatura en las entrañas de una protoestrella alcanza el umbral de las reacciones de fusión termonuclear. La compresión se detiene por un tiempo.

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una joven estrella ha llegado a la secuencia principal diagramas GR el proceso de quema de hidrógeno ha comenzado: el principal combustible nuclear estelar prácticamente no se comprime y las reservas de energía ya no cambian lentamente; composición química en sus regiones centrales, debido a la conversión de hidrógeno en helio, la estrella entra en un estado estacionario

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Cuando el hidrógeno se quema por completo, la estrella abandona la secuencia principal y pasa a la región de gigantes o, en el caso de masas elevadas, a gigantes y supergigantes.

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masa estelar< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в ЧЕРНЫХ КАРЛИКОВ Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия.

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Enana blanca en una nube de polvo interestelar Dos jóvenes enanas negras en la constelación de Tauro

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masa estelar > 1,4 masas solares: las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas la densidad de la materia alcanza un millón de toneladas por cm3 se libera una enorme energía - 10^45 J de temperatura - 10^11 K explosión de supernova, la mayor parte de la estrella es lanzada al espacio exterior a a una velocidad de 1000-5000 km/s los flujos de neutrinos enfrían el núcleo de la estrella - Estrella de neutrones

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Estrellas El universo está formado en un 98% por estrellas. También son el elemento principal de la galaxia. “Las estrellas son enormes bolas de helio e hidrógeno, además de otros gases. La gravedad los atrae hacia adentro y la presión del gas caliente los empuja hacia afuera, creando el equilibrio. La energía de una estrella está contenida en su núcleo, donde el helio interactúa con el hidrógeno cada segundo”.

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La vida de las estrellas El camino de la vida de las estrellas es un ciclo completo: nacimiento, crecimiento, un período de actividad relativamente tranquila, agonía, muerte y se asemeja al camino de la vida de un organismo individual. Los astrónomos no pueden rastrear la vida de una estrella de principio a fin. Incluso las estrellas de vida más corta existen durante millones de años, más que la vida no sólo de una persona, sino de toda la humanidad. Sin embargo, los científicos pueden observar muchas estrellas en etapas muy diferentes de su desarrollo: recién nacidas y moribundas. A partir de numerosos retratos estelares, intentan reconstruir el camino evolutivo de cada estrella y escribir su biografía.

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Regiones de formación estelar Regiones de formación estelar. Nubes moleculares gigantes con masas superiores a 105 veces la masa del Sol (se conocen más de 6.000 de ellas en la Galaxia) La Nebulosa del Águila, a 6.000 años luz de distancia, un joven cúmulo estelar abierto en la constelación de Serpens, zonas oscuras en la nebulosa son protoestrellas

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La Nebulosa de Orión La Nebulosa de Orión es una nebulosa de emisión luminosa con un tinte verdoso y se encuentra debajo del Cinturón de Orión y puede verse incluso a simple vista, a 1300 años luz de distancia y con una magnitud de 33 años luz.

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Compresión gravitacional Compresión gravitacional La compresión es una consecuencia de la inestabilidad gravitacional, idea de Newton. Posteriormente, Jeans determinó el tamaño mínimo de las nubes en las que puede comenzar la compresión espontánea. Se produce un enfriamiento bastante eficaz del medio: la energía gravitacional liberada se convierte en radiación infrarroja que se dirige al espacio exterior.

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Protostar Protostar A medida que aumenta la densidad de la nube, se vuelve opaca a la radiación. La temperatura de las regiones internas comienza a subir. La temperatura en las entrañas de una protoestrella alcanza el umbral de las reacciones de fusión termonuclear. La compresión se detiene por un tiempo.

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La joven estrella ha alcanzado un estado estacionario en la secuencia principal del diagrama H-R; el proceso de quema de hidrógeno, el principal combustible nuclear estelar, prácticamente no se produce y las reservas de energía ya no cambian; la composición química en sus regiones centrales, provocada por la conversión de hidrógeno en helio. La estrella entra en un estado estacionario;

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Gigantes y supergigantes Cuando el hidrógeno se quema por completo, la estrella abandona la secuencia principal hacia la región de gigantes o, con grandes masas, de gigantes y supergigantes.

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Masa estelar de compresión gravitacional< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ гравитационное сжатие останавливается плотность становится до нескольких тонн в см3 еще сохраняет Т=10^4 К постепенно остывает и медленно сжимается(миллионы лет) окончательно остывают и превращаются в ЧЕРНЫХ КАРЛИКОВ Когда все ядерное топливо выгорело, начинается процесс гравитационного сжатия.

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Enanas Enana blanca en una nube de polvo interestelar Dos jóvenes enanas negras en la constelación de Tauro

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Masa de la estrella masa de la estrella > 1,4 masas solares: las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas la densidad de la materia alcanza un millón de toneladas por cm3 se libera una enorme energía - 10^45 J de temperatura - 10^11 K explosión de una supernova, la mayor parte de la estrella es lanzada al espacio exterior a una velocidad de 1000 -5000 km/s las corrientes de neutrinos enfrían el núcleo de la estrella - Estrella de neutrones

• Presentación

• Tema: El nacimiento y evolución de las estrellas.

• Rodkina L.R.

• Profesor asociado, Departamento de Electrónica, IIBS

• VGUES, 2009

• El nacimiento de las estrellas

• vida de una estrella

• Enanas blancas y agujeros de neutrones

• Agujeros negros

• Muerte de las estrellas

Metas y objetivos

• Introducir la acción de las fuerzas gravitacionales en el Universo, que conducen a la formación de estrellas.

• Considere el proceso de evolución de las estrellas.

• Da el concepto de velocidad espacial de las estrellas.

• Describe la naturaleza física de las estrellas.

Ha nacido una estrella

Ha nacido una estrella

Ha nacido una estrella

vida de una estrella

vida de una estrella

• La vida de una estrella depende principalmente de su masa. Según cálculos teóricos, la masa de una estrella puede variar de 0,08 antes 100 masas solares

• Cuanto mayor es la masa de una estrella, más rápido se quema el hidrógeno y en sus profundidades se pueden formar elementos más pesados ​​durante la fusión termonuclear. En una etapa tardía de la evolución, cuando comienza la combustión del helio en la parte central de la estrella, ésta abandona la Secuencia Principal, convirtiéndose, dependiendo de su masa, en una gigante azul o roja.

vida de una estrella

vida de una estrella

Muerte de una estrella

Bibliografía:

• Shklovsky I. S. Estrellas: su nacimiento, vida y muerte. - M.: Nauka, redacción principal de literatura física y matemática, 1984. - 384 p.

• Vladimir Surdin Cómo nacen las estrellas - Rúbrica “Planetario”, La vuelta al mundo, No. 2 (2809), febrero de 2008

Preguntas de control

• ¿De dónde vienen las estrellas?

• ¿Cómo surgen?

• Dado que la vida de las estrellas es limitada, deben surgir en un tiempo finito. ¿Cómo podríamos aprender algo sobre este proceso?

• ¿Es posible ver estrellas formándose en el cielo?

• ¿Estamos presenciando su nacimiento?

Libros usados

• El Universo está formado en un 98% por estrellas. Son el elemento principal de la galaxia. “Las estrellas son enormes bolas de helio e hidrógeno, además de otros gases. La gravedad los atrae hacia adentro y la presión del gas caliente los empuja hacia afuera, creando el equilibrio. La energía de una estrella está contenida en su núcleo, donde el helio interactúa con el hidrógeno cada segundo”.

  
  

  El camino de la vida de las estrellas es un ciclo completo: nacimiento, crecimiento, un período de actividad relativamente tranquila, agonía, muerte y se asemeja al camino de la vida de un organismo individual. Los astrónomos no pueden rastrear la vida de una estrella de principio a fin. Incluso las estrellas de vida más corta existen durante millones de años, más que la vida no sólo de una persona, sino de toda la humanidad. Sin embargo, los científicos pueden observar muchas estrellas en etapas muy diferentes de su desarrollo: recién nacidas y moribundas. A partir de numerosos retratos estelares, intentan reconstruir el camino evolutivo de cada estrella y escribir su biografía.
  

  
  

  
  

  
  

  Regiones de formación estelar. Nubes moleculares gigantes con masas superiores a 105 veces la masa del Sol (son más conocidas en la Galaxia) La Nebulosa del Águila, a 6000 años luz de nosotros, un joven cúmulo estelar abierto en la constelación de Serpens, las zonas oscuras de la nebulosa son protoestrellas
  

  
  

  
  

  
  

  Compresión gravitacional La compresión es una consecuencia de la inestabilidad gravitacional, idea de Newton. Posteriormente, Jeans determinó el tamaño mínimo de las nubes en las que puede comenzar la compresión espontánea. Se produce un enfriamiento bastante eficaz del medio: la energía gravitacional liberada se convierte en radiación infrarroja que se dirige al espacio exterior.
  

  
  

  Protoestrella A medida que aumenta la densidad de una nube, se vuelve opaca a la radiación. La temperatura de las regiones internas comienza a subir. La temperatura en las entrañas de una protoestrella alcanza el umbral de las reacciones de fusión termonuclear. La compresión se detiene por un tiempo.
  

  
  

  La joven estrella ha llegado a la secuencia principal del diagrama H-R; ha comenzado el proceso de quema de hidrógeno: el principal combustible nuclear de la estrella prácticamente no está comprimido y las reservas de energía ya no cambian debido a un lento cambio en la composición química en su núcleo central; regiones, provocadas por la conversión de hidrógeno en helio. La estrella entra en un estado estacionario;
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Masa estelar
  

  
  

  
  

  
  

  1,4 masas del Sol: las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas, la densidad de la materia alcanza un millón de toneladas por cm3, se libera una enorme energía - 10^45 J de temperatura - 10^11 K explosión de supernova, la mayor parte de la estrella es arrojada space" title="estrellas de masa > 1,4 masas solares: las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas; la densidad de la materia alcanza un millón de toneladas por cm3; se libera una enorme energía – 10^45 J; temperatura – 10^11 K; explosión de supernova; la mayor parte de la estrella es lanzada al espacio" class="link_thumb"> 14 !} masa estelar > 1,4 masas solares: las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas la densidad de la materia alcanza un millón de toneladas por cm3 se libera una enorme energía - 10^45 J de temperatura - 10^11 K explosión de supernova, la mayor parte de la estrella es lanzada al espacio exterior a a una velocidad de km/s las corrientes de neutrinos enfrían el núcleo de la estrella - Estrella de neutrones 1,4 masas del Sol: las fuerzas de compresión gravitacionales son muy altas; la densidad de la materia alcanza un millón de toneladas por cm3; se libera una enorme energía – 10^45 J; temperatura – 10^11 K; arrojado al espacio"> 1,4 masas del Sol: las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas, la densidad de la materia alcanza un millón de toneladas por cm3, se libera una enorme energía - 10^45 J de temperatura - 10^11 K explosión de una supernova, la mayoría de la estrella es lanzada al espacio exterior a una velocidad de 1000-5000 km/s, las corrientes de neutrinos enfrían el núcleo de la estrella - Estrella de neutrones"> 1,4 masas solares: las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas; la densidad de la materia alcanza el millón de toneladas por cm3; se libera una enorme energía - 10^45 J; temperatura - 10^11 K; la mayor parte de la estrella es lanzada al espacio" title="(! LANG: masa de la estrella > 1,4 masas solares: las fuerzas de compresión gravitacional son densidad muy alta de materia alcanza un millón de toneladas por cm3 se libera una enorme energía - 10^45 J de temperatura - 10^11 K explosión de supernova, la mayor parte de la estrella es lanzada al espacio"> title="masa de la estrella > 1,4 masas solares: las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas la densidad de la materia alcanza un millón de toneladas por cm3 se libera una enorme energía - 10^45 J de temperatura - 10^11 K explosión de una supernova, la mayor parte de la estrella es lanzada al espacio"> !}

  
  

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  El Universo está formado en un 98% por estrellas. También son el elemento principal de la galaxia.

  “Las estrellas son enormes bolas de helio e hidrógeno, además de otros gases. La gravedad los atrae y la presión del gas caliente los empuja hacia afuera, creando el equilibrio. La energía de una estrella está contenida en su núcleo, donde el helio interactúa con el hidrógeno cada segundo”.

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  El camino de la vida de las estrellas es un ciclo completo: nacimiento, crecimiento, un período de actividad relativamente tranquila, agonía, muerte y se asemeja al camino de la vida de un organismo individual.

  Los astrónomos no pueden rastrear la vida de una estrella de principio a fin. Incluso las estrellas de vida más corta existen durante millones de años, más que la vida no sólo de una persona, sino de toda la humanidad. Sin embargo, los científicos pueden observar muchas estrellas que se encuentran en etapas muy diferentes de su desarrollo: recién nacen y mueren. A partir de numerosos retratos estelares, intentan reconstruir el camino evolutivo de cada estrella y escribir su biografía.

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  Diagrama de Hertzsprung-Russell

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  Regiones de formación de estrellas.

  Nubes moleculares gigantes con masas superiores a 105 masas solares (se conocen más de 6.000 de ellas en la Galaxia)

  La Nebulosa del Águila, a 6.000 años luz de distancia, es un cúmulo de estrellas joven y abierto en la constelación de Serpens; las zonas oscuras de la nebulosa son protoestrellas.

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  La Nebulosa de Orión es una nebulosa de emisión luminosa con un tinte verdoso y se encuentra debajo del Cinturón de Orión, visible incluso a simple vista, a 1300 años luz de distancia, y con una magnitud de 33 años luz.

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  Compresión gravitacional

  La compresión es consecuencia de la inestabilidad gravitacional, idea de Newton.

  Posteriormente, Jeans determinó el tamaño mínimo de las nubes en las que puede comenzar la compresión espontánea.

  Se produce un enfriamiento bastante eficaz del medio: la energía gravitacional liberada se convierte en radiación infrarroja que se dirige al espacio exterior.

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  protoestrella

  • A medida que aumenta la densidad de la nube, se vuelve opaca a la radiación.
  • La temperatura de las regiones internas comienza a subir.
  • La temperatura en las entrañas de una protoestrella alcanza el umbral de las reacciones de fusión termonuclear.
  • La compresión se detiene por un tiempo.

• Diapositiva 9

  • Una joven estrella ha llegado a la secuencia principal del diagrama H-R.
  • Ha comenzado el proceso de quema de hidrógeno, el principal combustible nuclear estelar.
  • la compresión prácticamente no ocurre y las reservas de energía ya no cambian
  • un cambio lento en la composición química en sus regiones centrales, causado por la conversión de hidrógeno en helio

  La estrella pasa a un estado estacionario.

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  Gráfico de evolución de una estrella típica.

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  Cuando el hidrógeno se quema por completo, la estrella abandona la secuencia principal y pasa a la región de gigantes o, en el caso de masas elevadas, a supergigantes.

  Gigantes y supergigantes

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  • masa estelar< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
  • Los electrones se comparten, formando un gas de electrones degenerado.
  • paradas de compresión gravitacional
  • la densidad alcanza varias toneladas por cm3
  • todavía conserva T=10^4 K
  • se enfría gradualmente y se contrae lentamente (millones de años)
  • Finalmente se enfría y se convierte en enanos negros.

  Cuando todo el combustible nuclear se ha quemado, comienza el proceso de compresión gravitacional.

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  • Enana blanca en una nube de polvo interestelar
  • Dos jóvenes enanas negras en la constelación de Tauro.

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  • masa estelar > 1,4 masas solares:
  • Las fuerzas de compresión gravitacional son muy altas.
  • la densidad de la sustancia alcanza un millón de toneladas por cm3
  • Se libera una enorme energía: 10^45 J.
  • temperatura – 10^11K
  • explosión de supernova
  • La mayor parte de la estrella es lanzada al espacio exterior a una velocidad de 1000-5000 km/s.
  • Las corrientes de neutrinos enfrían el núcleo de la estrella.

  Estrella neutrón