Реферат по предмету "Наука и техника"


Рождение звезды

Рождение звезды 


Когда
плотность молекулярного облака (или отдельной его части) становится настолько
большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает
неудержимо коллапсировать. Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще в
группу звезд, продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по
космическим масштабам).  

Плотный
фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры,
необходимые для начала термоядерных реакций, т.е. превращения облака в звезду,
называется в звездной космогонии протозвездой. Протозвезда (от греч.
"протос" - первый) - это космический объект, который уже не облако,
но еще и не звезда. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких
миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и
протозвезда становится звездой.  

В
среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд с общей массой
около 5 масс Солнца.  

Молекулярные
облака - это "фабрики по производству звезд". Диапазон масс только
что произведенных звезд простирается от сотых долей до сотни масс Солнца,
причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные. Примерно
половина звезд образуются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и
более сложные системы (чем больше компонентов, тем реже встречаются такие
системы). Известны звезды, содержащие до 7 компонентов, более сложные пока не
обнаружены.  

Рождение
звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому данных
процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики исследуют
рождение звезды теоретически, применяя методы компьютерного моделирования.
Звездная эволюция 


Астрономы
не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые
короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего
человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического
состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе
сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях
эволюции.  

Физические
закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на
диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды
образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность
звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов,
субкарликов и белых карликов.

  

Большую
часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной
последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции
звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого
времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, -
скромные красные карлики с массой Солнца или меньше.  

Главная
последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд.  

Срок
жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью
определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше
Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для
подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как
звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься.
Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты,
плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.  

Звезды
разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики,
нейтронные звезды или черные дыры.  

Если
масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды
(гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние
белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается.
При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют
нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую
громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень
небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается -
образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что
даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то
конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра.
Список литературы

Для
подготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://nrc.edu.ru/


Не сдавайте скачаную работу преподавателю!
Данный реферат Вы можете использовать для подготовки курсовых проектов.

Поделись с друзьями, за репост + 100 мильонов к студенческой карме :

Пишем реферат самостоятельно:
! Как писать рефераты
Практические рекомендации по написанию студенческих рефератов.
! План реферата Краткий список разделов, отражающий структура и порядок работы над будующим рефератом.
! Введение реферата Вводная часть работы, в которой отражается цель и обозначается список задач.
! Заключение реферата В заключении подводятся итоги, описывается была ли достигнута поставленная цель, каковы результаты.
! Оформление рефератов Методические рекомендации по грамотному оформлению работы по ГОСТ.

Читайте также:
Виды рефератов Какими бывают рефераты по своему назначению и структуре.

Сейчас смотрят :

Реферат Античный символизм. Концепция античности
Реферат Решение системы линейных уравнений методом Крамера и с помощью расширенной матрицы 2
Реферат разработка приложения для автоматизации учёта поступления и реализации стройматериалов
Реферат Западноукраинские земли в составе австрийской империи. Национальное возрождение в Украине. Кирилло-Мефодиевское братство
Реферат Реляционная модель данных 2
Реферат Решение практических задач в СУБД Access
Реферат Решение прикладных задач методом дихотомии
Реферат Расчет и проектирование стрелочного перевода Капитальный ремонт железнодорожного пути
Реферат «Окружающая среда и здоровье человека» Второй Санкт-Петербургский Международный экологический форум
Реферат Творчество М Горького Анализ идейных
Реферат Параметризация компоновок чертежей многоступенчатых редукторов
Реферат Yesterday
Реферат Экономический потенциал отечественного машиностроения
Реферат Оценка теплового режима ИМС. Расчет надежности полупроводниковых ИМС по внезапным отказам
Реферат Аркадзь Куляшоў \Беларус\