Жұлдыздар эволюциясы


1 Бас тізбектіктегі жұлдыздар эволюциясы
2 Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері
а) Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары
Бұл массасы Күн массасынан үлкен жұлдыздар. Олардағы температура мен қысым кейінгі спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бөлінуі көміртегі циклы арқылы жылдам жүреді. Бұдан бас тізбекте орныққан ыстық жұлдыздар жас жұлдыздар екенін білеміз.
Энергияның бөлінуі өте жоғарғы температураға байланысты (Т) және ол Стефан–Больцман заңына байланысты Т4 дәрежесіне байланысты өседі. Сондықтан энергияны заттың өзі тасымалдау керек және бас тізбектегі жұлдыздар қойнауында орталық конвективтік аймақтар пайда болды. Массасы 10 Күн массасындай жұлдыздардың ішкі конвективтік аймағының радиусы жұлдыз радиусының ¼ - не жуық болады, ал центріндегі тығыздық орташадан 25 есе көп. Конвективтік ядроны қоршап тұрған жұлдыздар қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады (Күндегідей).
ә) Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздар
Бұл жұлдыздар Күнге ұқсас. Протон-протондық реакция нәтижесінде бөлінетін энергияның қуаты температурадан тәуелді. Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздарда сыртқы конвективтік қабаттар пайда болады. Жұлдыз суық болған сайын аралау тереңдігі жоғары болады. Егер Күннің 2%-ке жуығы ғана конвекция қабаттары болса, ал массасы 0,6 Күн массасына тең ергежейлілерде аралауда бүкіл массаның 10%-ы қатысады.
б) Субергежейлілерде ауыр элементтер аз.
Субергежейлілер – кәрі жұлдыздар, олар Галактика дамуының ертеректегі кезеңдерінде пайда болды. Ауыр элементтердің аз болуы себептен субергежейлердің заты бас тізбектегі жұлдыздармен салыстырғанда мөлдір болып табылады, ондағы сәулелік энергия тасымалдануы жеңіл болады.

Пән: Астрономия
Жұмыс түрі: Материал
Көлемі: 4 бет
Бұл жұмыстың бағасы: 300 теңге




Жұлдыздар эволюциясы
Бас тізбектіктегі жұлдыздар эволюциясы
а) Бас тізбектің жоғарғы бөлігінің жұлдыздары
Бұл массасы Күн массасынан үлкен жұлдыздар. Олардағы температура мен қысым кейінгі спектрлік класс жұлдыздарына қарағанда жоғары және термоядролық энергия бөлінуі көміртегі циклы арқылы жылдам жүреді. Бұдан бас тізбекте орныққан ыстық жұлдыздар жас жұлдыздар екенін білеміз.
Энергияның бөлінуі өте жоғарғы температураға байланысты (Т) және ол Стефан - Больцман заңына байланысты Т4 дәрежесіне байланысты өседі. Сондықтан энергияны заттың өзі тасымалдау керек және бас тізбектегі жұлдыздар қойнауында орталық конвективтік аймақтар пайда болды. Массасы 10 Күн массасындай жұлдыздардың ішкі конвективтік аймағының радиусы жұлдыз радиусының (14) - не жуық болады, ал центріндегі тығыздық орташадан 25 есе көп. Конвективтік ядроны қоршап тұрған жұлдыздар қабаты сәулелік тепе-теңдікте болады (Күндегідей).
ә) Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздар
Бұл жұлдыздар Күнге ұқсас. Протон-протондық реакция нәтижесінде бөлінетін энергияның қуаты температурадан тәуелді. Бас тізбектің төменгі бөлігіндегі жұлдыздарда сыртқы конвективтік қабаттар пайда болады. Жұлдыз суық болған сайын аралау тереңдігі жоғары болады. Егер Күннің 2%-ке жуығы ғана конвекция қабаттары болса, ал массасы 0,6 Күн массасына тең ергежейлілерде аралауда бүкіл массаның 10%-ы қатысады.
б) Субергежейлілерде ауыр элементтер аз.
Субергежейлілер - кәрі жұлдыздар, олар Галактика дамуының ертеректегі кезеңдерінде пайда болды. Ауыр элементтердің аз болуы себептен субергежейлердің заты бас тізбектегі жұлдыздармен салыстырғанда мөлдір болып табылады, ондағы сәулелік энергия тасымалдануы жеңіл болады.
Жұлдыздардың бас тізбектіктен кейінгі ядролық реакциялар негізіндегі эволюциясы, гелий мен одан ауыр элементтер жануы
Бас тізбектегі жұлдыздардың құрылымы t бойынша қалай өзгереді? Жұлдыздың ортақ қабаттарындағы сутегінің жануына байланысты энергияның бөлінуі перифериялық қабаттарға ығысады. Нәтижеде энергия бөлінетін жұқа қабат пайда болады, бұл қабатта сутегілік реакция жүреді. Бұл қабат жұлдызды екі бөлікке бөледі: ішкі - мұнда сутегісі жоқ гелийлік ядро, ( ядролық реакция жоқ ) және сыртқы - мұнда сутегі бар, бірақ температура мен қысым реакция жүруіне жеткіліксіз. Қызыл алыптардың құрылымы біртексіз болып келеді. Алғашқыда, энергия шығаратын қабаттағы қысым ядродағыдан көп, сондықтан ол сығыла бастайды, гравитациялық энергияны бөліп қыза бастайды. Бұл қысым газ тозғындалғанша жүреді.
Жұлдыздар эволюциясының ақырғы кезеңдері
Ақ ергежейлілер.Жоғарғы қозған қызыл алыптардың құрылымының маңыздылығы онын қойнауында изотермиялық обектінің құрылуы болып табылады. Г - Р диаграммада бұл обьект төменгі сол жақ бұрышта орналасуы тиіс,себебі өлшемдерінің аздығынан температураның жоғарғы мәнінің өзінде де онын жарықтылығы аз болады. Жоғарғы суретте бұл ақ ергежейлілер аймағына сәйкес келетінін көреміз. Сондықтан, ақ ергежейлер аса тығыз тығындалған жұлдыздар болып табылады, оның себебі термоядролық энергияның сутегілік көздері таусылған. Ақ ергежейлердің центріндегі тығыздық 1текше см-де жүздеген тоннаға тең ... жалғасы
Ұқсас жұмыстар
Қалыпты жұлдыздар
Жұлдыздар жұмбағы
Жұлдыздар туралы жалпы мәліметтер
Жұлдыздар, жұлдыз шоғырлары, галактикалар
Сөнбес жұлдыздар
Білім эволюциясы
Ғылым эволюциясы
Тіршілік эволюциясы
Мемлекеттік басқарудың даму эволюциясы
Ғалам эволюциясы идеясының қалыптасуы
Пәндер

Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор №1 болып табылады.

Байланыс

Qazaqstan
Phone: 777 614 50 20
WhatsApp: 777 614 50 20
Email: info@stud.kz
Көмек / Помощь
Арайлым
Біз міндетті түрде жауап береміз!
Мы обязательно ответим!
Жіберу / Отправить

Рахмет!
Хабарлама жіберілді. / Сообщение отправлено.

Email: info@stud.kz

Phone: 777 614 50 20
Жабу / Закрыть

Көмек / Помощь