Звёзды и их эволюция презентация

внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9·1013 км) от центра Солнечной системы.

является самым большим представителем звездного мира. На данный момент это самая большая звезда во Вселенной. Звезда расположена в 5 тысячах световых лет от Солнечной системы. Диаметр звезды составляет 2,9 млрд. км.

именно звёзды. Они представляют собой источник света и энергии для всей Солнечной системы. Они также создают тяжелые элементы, необходимые для зарождения жизни. А без звёзд Вселенной не было бы жизни, ведь Солнце дарит свою энергию практически всем живым существам на Земле. Оно согревает поверхность нашей планеты, создавая, тем самым, теплый, полный жизни оазис среди вечной мерзлоты космосы. Степень яркости звезды во Вселенной определяется её размером.
Но не все звезды во Вселенной настолько огромны. Существуют также так называемые звезды-карлики.

тем меньше её номер. Каждый последующий номер соответствует звезде, в десять раз менее яркой, чем предыдущая. Самой яркой звездой ночного неба во Вселенной является Сириус. Его видимая звёздная величина составляет -1.46, а это значит, что он в 15 раз ярче звезды с нулевой величиной.
Звёзды, чья величина составляет 8 и более невозможно увидеть невооружённым взглядом. Звёзды также разделяются по цветам на спектральные классы, указывающие на их температуру. Существуют следующие классы звёзд Вселенной: O, B, A, F, G, K, и M. Классу О соответствуют самые горячие звёзды во Вселенной– голубого цвета. Самые холодные звёзды относятся к классу М, их цвет красный.

мерцают. Это лишь оптический обман – результат атмосферной интерференции. Похожий эффект можно наблюдать жарким летним днём, глядя на раскалённый асфальт или бетон. Горячий воздух поднимается, и кажется, будто вы смотрите сквозь дрожащее стекло. Тот же процесс вызывает иллюзию звёздного мерцания. Чем ближе звезда к Земле, тем больше она будет «мерцать», потому  что её свет проходит через более плотные слои атмосферы.

пыли, которые вращаются вокруг общего барицентра, то есть центра масс. Несколько гравитационно связанных звёзд с замкнутыми орбитами и их планетные системы образуют звёздную систему. Наша собственная планетная система, в которую входит Земля, вместе с Солнцем образует Солнечную систему.

система;
OGLE-2005-BLG-390L — на 2011 год самая далёкая от землян планетная система; одна из самых удалённых систем от Солнца;
PSR 1257+12 — пульсар, планетная система которого была первой из обнаруженных за пределами Солнечной системы;
υ Андромеды — первая нормальная звезда (звезда главной последовательности), у которой была обнаружена многопланетная система;
UX Tau A — формирующаяся планетная система;
55 Рака — двойная звёздная система

пульсирующие и вспыхивающие переменные звезды. Частным случаем вспыхивающих переменных звезд есть новые и сверхновые звезды.
Пульсирующие переменные звезды. Самыми известными среди пульсирующих переменных звезд является цефеиды, которые получили название от одной из типичных их представительниц - звезды 5 Цефея. ее изменчивость было открыто еще 1784 английским астрономом Дж. Гудрайк. Классические или долгопериодические цефеиды отмечаются ритмичными с точностью хорошего часового механизма, колебаниями блеска с амплитудой 0,5-2т. их периоды, как правило, лежат в пределах от однеи до 70 суток. Вне нашей Галактики известны цефеиды с периодом до 218 дней. Период - одна из важнейших характеристик цефеид. Для каждой звезды он постоянен с большой степенью точности.

раз (в среднем на 12), называются новыми звездами. При этом выделяется энергия, которую Солнце излучает за 100 000 лет. Начальный период вспышки новой до достижения максимума блеска продолжается несколько суток, после чего он медленно, годами или десятков лет уменьшается до начального значения. Впоследствии на месте новой остается карликовая звезда с оболочкой, которая расширяется со скоростью более 1000 км / с. Это свидетельствует об отрыве от новой звезды ее внешних слоев.

чем вспышка новой. Ведь ее блеск во время вспышки увеличивается на десятки звездных величин в течение нескольких суток. Появление сверхновой в другой галактике демонстрирует всю грандиозность этого явления, ведь ее блеск в масимуми становится сравнимым с яркостью всей звездной системы, где она вспыхнула, а то и превосходит ее.Так, сверхновая 1885 в галактике М31 лишь в 4 раза уступала световым потоком материнской галак-ке. А сверхновая в галактике NGC5253 примерно в 13 раз превосходила общую ее светимость. Название для таких зрение - «сверхновая» - предложили американские астрономы Ф. Цвикки и В. Бааде (1934 p.).

пульсирующие источники радиоизлучения или просто пульсары. Периоды их пульсаций составляли не более одной секунды, а исследования сменности излучения указывали на очень малый объем излучающих областей размерами в несколько десятков километров. Дальнейшее изучение распределения пульсаров на небесной сфере показало, что они чаще всего встречаются вблизи плоскости Млечного Пути, а следовательно, являются членами нашей Галактики. Когда же было открыто довольно много пульсаров, оказалось, что некоторые из них наблюдаются в остатках вспышек сверхновых звезд.

есть на протяжении миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием гравитационной неустойчивости и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитационного поля переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15—20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.

слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.

нейтронной звезды состоит в основном из нейтронов.     Нейтронная звезда имеет ядерную плотность (1014-1015 г/см3) и типичный радиус 10-20 км. Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. 

предсказаны до открытия наблюдателями.
В 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предположили, что нейтронная звёзда может образоваться в результате взрыва сверхновой. Теоретические расчёты показали, что излучение нейтронной звезды слишком слабое, чтобы её можно было обнаружить при помощи астрономических инструментов того времени. Интерес к нейтронным звёздам усилился в 1960-х гг., когда начала развиваться рентгеновская астрономия, так как теория предсказывала, что максимум их теплового излучения приходится на область мягкого рентгена. Однако неожиданно они были открыты в радионаблюдениях. В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка Э. Хьюиша, открыла объекты, излучающие регулярные импульсы радиоволн. Этот феномен был объяснён узкой направленностью радиолуча от быстро вращающегося объекта — своеобразный «космический радиомаяк». Но любая обычная звезда разрушилась бы при столь высокой скорости вращения. На роль таких маяков были пригодны только нейтронные звёзды. Пульсар PSR B1919+21 считается первой открытой нейтронной звездой.

Вселенной. Во всяком случае, на данном этапе развития человечества. Это объект с бесконечной массой и плотностью, а значит и притяжением, за пределы которого не может вырваться даже свет — поэтому дыра черная. Сверхмассивная черная дыра может втянуть в себя целую галактику и не подавиться, а за пределами горизонта событий привычная нам физика начинает визжать и скручиваться в узел. С другой стороны, черные дыры могут стать потенциальными переходными «норами» из одного узла пространства в другой. Вопрос в том, как близко мы сможем приблизиться к черной дыре, и не будет ли это чревато последствиями?

дырой во Вселенной является черная дыра, расположенная в центре галактики NGG 1277 в созвездии Персея, находящаяся на расстоянии 228 миллионов св.лет от Земли.