Презентація на тему:
Еволюція зірок як метод оновлення космосу

Нейтронні зорі. Чорні діри.

Еволюція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом.

Зоря починає своє існування, як холодна, розріджена туманність міжзоряного газу. Потім ця туманність стискається, внаслідок тяжіння, і поступово набуває форму кулі. Під час стискання енергія гравітації частково перетворюється на теплову.

Коли температура в центрі сягає близько 3 млн К, починаються термоядерні реакції, в яких гідроген перетворюється на гелій. Стискання припиняється, коли виділення енергії в термоядерних реакціях повністю врівноважує витрати на випромінювання. Протозоря стає повноцінною зорею та опиняється на головній послідовності.

Енергія, що виділяється у термоядерних реакціях, підтримує випромінювання зорі та високий тиск у її надрах, який врівноважує тяжіння. Час перебування зорі на головній послідовності визначається її масою.

Коли майже весь гідроген в ядрі перетворюється на гелій, його горіння продовжується у шарі на периферії ядра. Термоядерні реакції сповільнюються, зменшується температура та, відповідно, тиск у ядрі. Гідростатична рівновага порушується й під дією сил тяжіння відбувається стискання ядра. Це призводить до зростання його густини та температури. У цей період структура зорі змінюється. Її світністьзростає, зовнішні шари розширюються, а температура поверхні зменшується. Зоря перетворюється на червоного гіганта.

Зорі малої маси Наразі достеменно не відомо, що відбувається з легкими зорями після вичерпання запасів гелію. Сучасні теорії засновані лише на комп'ютерному моделюванні. Деякі зорі можуть синтезувати гелій тільки в деяких активних центрах, що робить їх нестабільними і утворює сильний зоряний вітер. Після таких зір планетарна туманність не утворюється, а зоря просто випаровується в космічний простір і стає навіть меншою, ніж коричневий карлик.

Зорі середньої маси Туманність Котяче Око —планетарна туманність, яка сформувалась після загибелі зірки, яка за масою була близькою до Сонця. У цих зір гелій перетворюється у вуглець. Від цього шари зірки розширюються. Зміни в розмірі енергії, яка випускається з зорі, змушують пройти її через періоди нестабільності. Від цього втрачається багато газу, який багатий іншими елементами, крім гелію і вуглецю (наприклад, киснем). Потім зоря перетворюється в білий карлик.

Зорі великої маси  Після згорання гелію вага зір вагою понад 8 сонячних мас при стисненні виявляється достатньою для розігріву ядра і оболонки до температур, необхідних для запуску наступних реакцій нуклеосинтезу - вуглецю, потім кремнію, магнію - і так далі, у міру зростання ядерних мас. При цьому при початку кожної нової реакції в ядрі зірки попередня продовжується в її оболонці. В результаті масивна зірка поступово накопичує всередині себе залізне ядро, не здатне послужити паливом ні для яких подальших ядерних реакцій.

Після спалаху наднової і розльоту оболонки у зірок масою порядку 10-30 сонячних мас триваючий гравітаційний колапс призводить до утворення нейтронної зірки, речовина якої стискається до тих пір, поки не починає давати про себе знати тиск вироджених нейтронів - іншими словами, тепер вже нейтрони починають противитися подальшому стисненню, вимагаючи собі життєвого простору. В результаті утворюється швидко обертається нейтронна зірка, що випускає електромагнітні імпульси з частотою її обертання; такі зірки називаються пульсарами. Нарешті, якщо маса ядра зірки перевищує 30 сонячних мас, ніщо не в силах зупинити її подальший гравітаційний колапс, і в результаті спалаху наднової утворюється чорна діра.

Нейтронна зоря — космічний об'єкт. Зоря на певному етапі своєї еволюції. Густина даного об'єкта, згідно із сучасними астрофізичними теоріями, співмірна з густиною атомного ядра.

Оскільки радіус нейтронної зірки складає лише порядку 10-20 км, то вона має низьку світність. Безпосередньо спостерігати саму нейтронну зірку важко. Спостереження ведуться опосередковано, через ті ефекти які спричинюють особливості нейтронної зірки.

Нейтронні зорі — одні з небагатьох астрономічних об’єктів, які були спочатку теоретично передбачені, а потім вже відкриті експериментально. У 1932 році Ландау припустив існування надгустих зірок, рівновага яких підтримується ядерними силами. А в 1934 році астрономи Вальтер Бааде і Фріц Цвіккі назвали їх нейтронними зорями і зв’язали з вибухами наднових. Але перше загальновизнане спостереження нейтронної зорі відбулося лише у 1968 році, коли були відкриті пульсари.

Чорна діра — астрофізичний об'єкт, який створює настільки велику силу тяжіння, що жодні, як завгодно швидкі частинки, не можуть покинути його поверхню, в тому числі світло.

Чорна діра може мати три фізичні параметри: масу, електричний заряд і момент імпульсу. Навколо чорної діри можна побудувати уявну поверхню, з-під якої не може виходити випромінювання, така поверхня називається горизонтом подій. Область простору-часу поблизу чорної діри, розташована між горизонтом подій і межею статичності називається ергосферою. Об'єкти, що знаходяться в межах ергосфери, неминуче обертаються разом з чорною дірою за рахунок ефекту Ленза — Тіррінга.