Prezentare - vedeți ca obiecte spațioase

Steaua este un element important al structurii cosmice, care este de interes științific nu numai ca obiecte cosmice ale universului, ci și ca legături importante în dezvoltarea materiei.

Gaz de masă ușoară cu radiație ușoară
o sferă susținută de forțe proprii gravitaționale și de presiune internă, în interiorul căruia apar reacții de fuziune termonucleară (sau au apărut mai devreme).

Stelele se formează prin acumularea de particule de praf și gaze în nebuloasele cosmice. Aceste particule formează bile care se încălzesc și devin stele.

Nebuloasele sunt nori uriase de praf în spațiu. În aceste nori, particule diferite fac mișcări haotice. Uneori particulele se atrage reciproc și formează bile. Aceste bile în dimensiune pot depăși Soarele în zeci și sute de ori.

Bilele încep să se încălzească din cauza unei frecare uriașe, temperatura crește și poate ajunge la milioane de grade. Ulterior, mingea începe să emită o cantitate imensă de căldură și începe să strălucească. Deci, se formează o nouă stea. Odată ce steaua apare, ea trăiește de milioane de ani, până când "combustibilul" din interior se termină și nu va ieși pentru totdeauna.

Mass-ul a fost capabil să măsoare numai printre stelele care alcătuiesc sistemele binare. Și ele au fost determinate de parametrii orbitelor stelelor și de perioada de circulație a acestora în jurul celuilalt, folosind legea generalizată a lui Kepler. Masele de stele sunt de aproximativ 1/20 până la 100 de ori masa Soarelui.

Pentru stelele din secvența principală, există o legătură între masa stelei și luminozitatea acesteia: cu cât este mai mare masa stelei, cu atât este mai mare luminozitatea acesteia. Astfel, steaua clasei spectrale B are o masă de aproximativ 20 de mase solare, iar luminozitatea sa este de aproape 100.000 de ori mai mare decât cea solare.

La începutul secolului XX, Hertzsprung și Russell aplicat la diagrama „magnitudine absolută“ - „de tip spectral“ vedete, și sa dovedit că cele mai multe dintre ele sunt grupate de-a lungul curbei înguste. Mai târziu, această diagramă (acum îi poartă numele Hertzsprung-Russell) a fost cheia pentru înțelegerea și cercetarea proceselor care au loc în interiorul stelei.

Hertzsprung - Russell (variantele transliterare: ... Hertzsprung - Russell Russell sau pur și simplu, P-T diagrama sau culoare diagramă - spectru magnitudine - luminozitate) arată relația dintre magnitudinea absolută, luminozitate, temperatură și suprafață spectrală de clasă stea. Este surprinzător faptul că stelele în această diagramă nu sunt plasate la întâmplare, ci formează porțiuni se pot distinge clar.

Această diagramă a fost propusă aproximativ în 1910 independent de Einar Hertzsprung (Danemarca) și Henry Russell (SUA). Diagrama este folosită pentru clasificarea stelelor și corespunde conceptelor moderne ale evoluției stelare.
Diagrama face posibilă (dar nu foarte precisă) găsirea valorii absolute din clasa spectrală. Mai ales pentru clasele spectrale O-F. Pentru clasele târzii acest lucru este complicat de necesitatea de a face o alegere între un gigant și un pitic. Cu toate acestea, anumite diferențe în intensitatea anumitor linii fac posibilă această alegere cu încredere.

Aproximativ 90% din stele se află în secvența principală. Luminozitatea lor se datorează reacțiilor termonucleare ale conversiei hidrogenului în heliu. Există, de asemenea, mai multe ramuri ale stelelor evoluate - giganți, în care ard heliul și elementele mai grele. În partea din stânga jos a diagramei există pitici albi complet evoluați.

Acest grup include în principal stele de culoare roșie cu raze, zeci de ori mai mari decât cele solare. De exemplu, steaua Arcturus, a cărei rază depășește cel solar de 25 de ori, și luminozitatea - în 140.

Acest grup de stele este în majoritate alb, cu luminozități sute și mii de ori mai puțin decât solare. Aceste stele au raze de aproape o sută de ori mai puțin decât razele solare și sunt comparabile cu dimensiunile planetelor. Un exemplu este steaua Sirius B - un satelit al lui Sirius. Masa este aproape egală cu masa solară și cu o rată de 2,5 ori mai mare decât cea a Pământului.

cu ajutorul tehnologiei fotografice speciale, este evident că, după explozie, în locul starului era o stea mică - un pitic alb.

Soarele nu este un pitic galben obișnuit, așa cum era. Este o stea, lângă care există planete care conțin multe elemente grele. Este o stea care a fost formată după explozii supernova, este bogată în fier și alte elemente.

Supernovele sunt stele care își completează evoluția într-un proces exploziv catastrofic.

După explozia supernovei și expansiunea cochiliei pentru stele de masă de ordinul a 10-30 mase solare, colapsul gravitațional continuu duce la formarea unei stele neutronice. Aceasta se întâmplă de obicei când steaua atinge o dimensiune de aproximativ 15 km în diametru.

Drept urmare, o stea neutronică cu rotație rapidă emite impulsuri electromagnetice cu o frecvență a rotației sale; astfel de stele sunt numite pulsari. În cele din urmă, dacă masa nucleului stelei depășește 30 de mase solare, nimic nu poate opri colapsul gravitațional al acestuia și, ca urmare a izbucnirii supernovei, se formează o gaură neagră.

O gaură neagră este o zonă în spațiu-timp,
a căror atracție gravitațională este atât de mare încât se lasă
Nici măcar obiectele nu se mișcă la viteza luminii. Gaura neagră este descrisă doar de trei parametri:
masa, impuls și încărcătura electrică.

Oamenii de stiinta spun ca, pe langa negru, exista si gauri albe. Ei aruncă constant materia și energia. Și deși nimeni nu a văzut găurile albe, faptul că ele există este dovedit matematic cu ajutorul unui supercomputer, rezolvând ecuațiile teoriei relativității lui Einstein.

"Sunt atâtea găuri albe ca cele negre. Sunt vulcani cosmici care aruncă materia absorbită în găurile negre, generând noi universuri "(Blake Temple)
În punctul de decalaj dintre cele două Universuri poate exista un fel de tunel: o gaură neagră din Universul nostru și un alb de celălalt.

S. Hawking a deschis o posibilitate foarte mare
lentă "evaporarea" cuantică spontană a negrelor
91 găuri. În 1974, el a dovedit că găurile negre (nu numai
rotitoare, dar oricare) poate emite materie și
radiații, dar acest lucru se va observa numai dacă
masa gaurii în sine este relativ mică. puternic
Câmpul gravitațional din apropierea găurii negre trebuie să producă perechi
particula antiparticulară. Una dintre particulele din fiecare pereche este absorbită
gaura, iar cea de-a doua este emisă spre exterior. Ideea de "evaporare"
gaurile negre contrazic complet clasicul
reprezentarea lor ca organisme care nu pot radia.

Prezentare - vedeți ca obiecte spațioase - descărcare gratuită