Еволюция на звездите 2
TRANSCRIPT
![Page 1: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/1.jpg)
ЕВОЛЮЦИЕВОЛЮЦИЯ НА Я НА ЗВЕЗДИТЕ ЗВЕЗДИТЕ
![Page 2: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/2.jpg)
Етапи от живота на звездитеЕтапи от живота на звездите
Звездите се образуват в мъглявините - огромните облаци от газ и прах.
![Page 3: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/3.jpg)
Междузвездният газ се състои основно от водород (70%), хелий (29%) и следи (1%) от въглерод, азот, кислород, силиций, желязо - веществта от които е изградена земята и нашите тела. Междузвездният прах се сътои от малки частици силикати, подобни на пясъка по плажовете и вулканична пепел. Той се появява във Вселената от умиращите звезди.
![Page 4: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/4.jpg)
![Page 5: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/5.jpg)
Ако газовият облак е достатъчно масивен, той започва да се свива под влияние на гравитационните сили. Това свиване предизвиква повишаване на налягането и температурата в него. Обекта, който се формира в тази област се нарича ПРОТОЗВЕЗДА и е началния стадий от живота на звездата.
![Page 6: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/6.jpg)
![Page 7: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/7.jpg)
Протозвезда може да се наблюдава в инфрачервената област от електромагнитния спектър, тъй като не излъчва светлина от видимия спектър. Когато налягането и температурата се повишат достатъчно, започват ядрени реакции, които превръщат водорода в хелий. Налягането, което се създава при тези ядрени реакции, се балансира с гравитационните сили и свиването на обекта спира. Така се формира звезда и по този начин е възникнало и нашето Слънце.
![Page 8: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/8.jpg)
![Page 9: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/9.jpg)
След милиарди години водорода се изчерпва и налягането от ядрените реакции намалява. Балансът между налягането и гравитационните сили се нарушава и звездата започва да се свива отново. Това предизвиква повишаване на температурата в ядрото до стойност, от която започва изгарянето на хелия.
![Page 10: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/10.jpg)
Тази фаза от живота на звездата се нарича ЧЕРВЕН ГИГАНТ, заради цвета и увеличения размер на звездата.
![Page 11: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/11.jpg)
![Page 12: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/12.jpg)
Слънцето ще изгори своя водород след около 5 млрд.години и ще се превърне в червен гигант, достигайки до орбитата на Марс. В червения гигант горенето продължава, докато се изчепи ядреното му гориво и тогава настъпва ново свиване. Ако има достатъчно маса в звездата, това свиване може да повиши температурата достатъчно, за да предизвика реакции на сливане на все по-тежки елементи, докато реакциите нe образуват желязо.
![Page 13: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/13.jpg)
След образуването на желязо ядрените процеси не могат да отделят повече енергия и спират и настъпва краят на червения гигант. Реакциите на сливане, които са поддържали звездата през по-ранните етапи от живота й, са намалили нейната маса до стойност, под която гравитацията не е достатъчно силна, за да задържи външните й слоеве.
![Page 14: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/14.jpg)
Тази газова обвивка се изхвърля навън и формира ПЛАНЕТАРНА МЪГЛЯВИНА.
![Page 15: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/15.jpg)
Ядрото пропада навътре в себе си до ниво, в което силата на отблъскване между електроните се уравновесява с гравитационната сила и се формира БЯЛО ДЖУДЖЕ.
![Page 16: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/16.jpg)
Това е изключително плътна и гореща звезда с големината на планета. Накрая, когато бялото джудже излъчи цялата си енергия навън, то спира да свети и умира като КАФЯВО ДЖУДЖЕ- мъртва звезда. Това ще бъде и последния етап от живота на нашето Слънце.
![Page 17: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/17.jpg)
За звезди с маса, до 40 пъти по-голяма от слънчевата, гравитационното свиване е много бързо и има продължителност от порядъка на няколко секунди. От рязкото свиване се получава огромна ударна вълна, която изхвърля външните слоеве на звездата и ги загрява. Яркостта на звездата става изключително висока и е сравнима с яркостта на цяла галактика. Това е СВРЪХНОВА.
![Page 18: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/18.jpg)
![Page 19: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/19.jpg)
При последното гравитационно свиване на ядрото на свръхновата гравитацията доближава електроните и протоните толкова близо едни до други, че те се превръщат в неутрони. Звездата се свива до тяло с диаметър няколко десетки километри, наречено НЕУТРОННА ЗВЕЗДА.
![Page 20: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/20.jpg)
![Page 21: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/21.jpg)
За звезди с маса, над 40 пъти по-голяма от слънчевата, колапсът след избухването на свръхновата е още по-бърз, и свиването не може да спре дори от налягането на неутроните, формирани в ядрото. Плътността се увеличава дотолкова, че скоростта да се избяга от гравитационното поле се изравнява със скоростта на светлината. Светлината също се поглъща и обекта става невидим, поради което се нарича ЧЕРНА ЧЕРНА ДУПКАДУПКА.
![Page 22: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/22.jpg)
![Page 23: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/23.jpg)
Звездите имат различна продължителност на своя живот, в зависимост от тяхната маса. Подобните на Слънцето звезди живеят около 10 млрд.години, докато звездите с над 20 пъти по-голяма маса има хиляда пъти по-кратък живот - около 10 млн.години. Слънцето е звезда от среден тип, в средата на своя живот и е на възраст около 4.5 млрд.години. При масивните звезди водорода се изгаря много бързо и това е причината за техния кратък живот.
![Page 24: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/24.jpg)
Изготвили:Джу
![Page 25: Еволюция на звездите 2](https://reader033.vdocuments.site/reader033/viewer/2022052903/55720dfc497959fc0b8c6d6a/html5/thumbnails/25.jpg)
Изготвили:Джулия Петрова,Антония Филкина12 в