во что может превратиться ядра массивной звезды при резком сжатии
Тест по астрономии: Эволюция звёзд (Чаругин, 10-11 класс)
ТЕСТ ПО АСТРОНОМИИ: ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД (ЧАРУГИН, 10-11 КЛАСС)
Просмотр содержимого документа
«Тест по астрономии: Эволюция звёзд (Чаругин, 10-11 класс)»
ТЕСТ ПО АСТРОНОМИИ: ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД (ЧАРУГИН, 10-11 КЛАСС)
| 1. Что происходит с газопылевыми облаками по мере их сжатия? Плотность и температура облака уменьшаются Плотность растет, а температура уменьшается Плотность и температура облака повышаются | 6. Какая будет температура в гелиевом ядре у звезды с массой чуть меньше солнечной? А. Более 120 млн К Б. Около 100 млн К В. Менее 80 млн К |
Ответы 1. Что происходит с газопылевыми облаками по мере их сжатия? Плотность и температура облака повышаются
2. Что излучает газопылевое облако по мере сжатия? Волны в инфракрасном диапазоне спектра
3. Укажите длительность стадии сжатия протозвезды с массой больше солнечной. Сотни тысяч лет
4. От чего зависит светимость и поверхностная температура сформировавшихся звёзд? От их массы
5. Что происходит, когда температура в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов? В протозвезде начинаются термоядерные реакции
6. Какая будет температура в гелиевом ядре у звезды с массой чуть меньше солнечной? Менее 80 млн К
7. Какие термоядерные реакции начинаются у Солнца при сжатии ядра? Превращения гелия в углерод
8. Что остается после рассеяния оболочки звезды? Белый карлик
9. Из-за чего расширяется фотосфера звезды? Из-за повышения газового давления
10. Во что может превратиться ядро массивной звезды при резком сжатии? В чёрную дыру
Тест по теме «Физическая природа звёзд»
Тест по теме «Звёзды. Физическая природа звёзд»
1. Как называется слой, в котором формируется подавляющая часть излучения, приходящего к наблюдателю?
А) Внутренний слой звезды; Б) Верхний слой; В) Фотосфера звезды
2. Какие элементы преобладают в химическом составе звезд?
А) аргон (около 65% по массе) и хлор (около 35% по массе)
Б) водород (около 65% по массе) и гелий (около 35% по массе)
В) фосфор (около 65% по массе) и алюминий (около 35% по массе)
3. Перечислите оболочки Солнца:
А) фотосфера, корона, ядро; Б) фотосфера, хромосфера и корона; В) хромосфера, корона, стратосфера
4. Назовите оболочку Солнца, получившую название «цветная сфера» за яркий красный цвет.
А) Фотосфера; Б) Стратосфера; В) Хромосфера
5. В какой оболочке формируются почти все радио- и рентгеновские излучения Солнца?
А) В короне Б) В хромосфере; В) В стратосфере
6. Укажите виды переменных звезд:
А) Новые и старые звезды; Б) Новые и сверхновые звезды; В) Открытые и еще не открытые звезды
7. Что происходит с газопылевыми облаками по мере их сжатия?
А) Плотность и температура облака уменьшаются; Б) Плотность растет, а температура уменьшается; В) Плотность и температура облака повышаются
8. Что происходит, когда температура в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов?
А) В протозвезде начинаются термоядерные реакции; Б) Протозвезда начинает стремительно сжиматься; В) Протозвезда поглощает большое количество энергии
9. Какие термоядерные реакции начинаются у Солнца при сжатии ядра?
А) Превращения гелия в углерод; Б) Превращения водорода в гелий; В) Превращения углерода в азот
10. Во что может превратиться ядро массивной звезды при резком сжатии?
А) В звёздную туманность; Б) В чёрную дыру; В) В красного гиганта; Г) Конец формы
11. Из-за чего расширяется фотосфера звезды?
А) Из-за повышения газового давления; Б) Из-за поглощения энергии ядром;
В) Из-за понижения температуры фотосферы
12. Как назывались космические автоматические станции, запущенные в 70-80-ых годах прошлого века для исследования планет-гигантов Солнечной системы, границ Солнечной системы?
А) Маринер; Б) Пионер; В) Вояджер; Г) Восток-1
13. По каким параметрам можно определить возраст звезды?
А) По спектру; Б) По скорости вращения; В) По светимости; Г) По параллаксу
14. С чем можно сравнить нейтронную звезду
А) С Солнцем, сжатым до размера Юпитера; Б) С Землёй, сжатой до размера яблока; В) С ядром Луны.
15. Диаметр нейтронной звезды примерно оценивают…
А) половина диаметра Солнца; Б) 20-30 км; В) оценить невозможно из-за быстрого вращения звезды.
16. Вся видимая часть Вселенной это примерно … от всей Вселенной
А) 5%; Б) 95%; В) 100%; Г) до сих пор неизвестно
А) Самый яркий объект на ночном небе; Б) раскалённое плазменное шарообразное космическое тело, находящееся в гидродинамическом и термодинамическом равновесии; В) массивный газовый шар, излучающий свет
18. В какой космический объект могут превратиться звезды класса Солнца в конце их жизни?
А) В чёрную дыру; Б) В нейтронную звезду; В) В квазары; Г) В новую звезду класса голубой карлик
А) Термоядерными реакциями, происходящими в ядре звезды; Б) Гравитационными силами Вселенной; В) Равновесием сил тяготения и лучевого (газового) давления звезды.
20. Физические переменные звёзды – это звёзды…
А) у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих на самой звезде; Б) у которых светимость меняется в результате различных процессов, происходящих в ядре звезде; В) у которых со временем меняется масса и светимость.
21. К числу переменных звёзд со строгой периодичностью изменения светимости принадлежат…
А) квазары; Б) нейтронные звёзды; В) цефеиды; Г) пульсары
22. Что такое пульсары?
23. За что сначала приняли сигналы, полученные от пульсаров?
А) Ни за что, долго их расшифровывали; Б) За сигналы от внеземных цивилизаций; В) За радиоимпульс, идущий от нейтронной звезды.
24. Выберите из предложенных ответов космические объекты, которые являются конечными стадиями эволюции звёзд различной массы.
А) Цефеиды; Б) Белые карлики; В) Пульсары; Г) Нейтронные звёзды; Д) Чёрные дыры
25. Почему рано или поздно наступает «смерть» звезды?
26. Через какой промежуток времени наше Солнце начнёт расширяться и превращаться в красный гигант?
А) Через 30-40 млн. лет; Б) Через 1-2 млрд. лет; В) Через 4-5 млрд. лет; Г) через 8-9 млрд. лет
27. Время существования Вселенной, которое определяют большинство современных учёных …
А) 34 млрд. лет; Б) 4-5 млрд.лет; В) 13,8 млрд. лет; Г) современными методами определить невозможно.
Если Вы считаете, что материал нарушает авторские права либо по каким-то другим причинам должен быть удален с сайта, Вы можете оставить жалобу на материал.
Ищем педагогов в команду «Инфоурок»
Найдите материал к любому уроку, указав свой предмет (категорию), класс, учебник и тему:
также Вы можете выбрать тип материала:
Общая информация
Похожие материалы
Тест по теме «Туманности. Галактики. Метагалактика»
Презентация по астрономии «Космические рекорды»
Презентация «Планеты Солнечной системы»
Презентация «Планеты далекие и близкие»
Методическая разработка урока по астрономии «Звёзды и созвездия»
Практическая работа по астрономии «Подвижная карта звездного неба»
Рабочая программа по астрономии для 10 класса
Не нашли то что искали?
Воспользуйтесь поиском по нашей базе из
5403498 материалов.
Вам будут интересны эти курсы:
Оставьте свой комментарий
Авторизуйтесь, чтобы задавать вопросы.
В России утвердили новый порядок формирования федерального перечня учебников
Время чтения: 1 минута
Дума приняла закон о бесплатном проживании одаренных детей в интернатах при вузах
Время чтения: 1 минута
Дума проведет расследование отклонения закона о школьных онлайн-ресурсах
Время чтения: 2 минуты
Учителям предлагают 1,5 миллиона рублей за переезд в Златоуст
Время чтения: 1 минута
В Петербурге школьникам разрешили уйти на каникулы с 25 декабря
Время чтения: 2 минуты
Путин поручил не считать выплаты за классное руководство в средней зарплате
Время чтения: 1 минута
Подарочные сертификаты
Ответственность за разрешение любых спорных моментов, касающихся самих материалов и их содержания, берут на себя пользователи, разместившие материал на сайте. Однако администрация сайта готова оказать всяческую поддержку в решении любых вопросов, связанных с работой и содержанием сайта. Если Вы заметили, что на данном сайте незаконно используются материалы, сообщите об этом администрации сайта через форму обратной связи.
Все материалы, размещенные на сайте, созданы авторами сайта либо размещены пользователями сайта и представлены на сайте исключительно для ознакомления. Авторские права на материалы принадлежат их законным авторам. Частичное или полное копирование материалов сайта без письменного разрешения администрации сайта запрещено! Мнение администрации может не совпадать с точкой зрения авторов.
Тест по астрономии: Эволюция звёзд (Чаругин, 10-11 класс)
ТЕСТ ПО АСТРОНОМИИ: ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД (ЧАРУГИН, 10-11 КЛАСС)
Просмотр содержимого документа
«Тест по астрономии: Эволюция звёзд (Чаругин, 10-11 класс)»
ТЕСТ ПО АСТРОНОМИИ: ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД (ЧАРУГИН, 10-11 КЛАСС)
| 1. Что происходит с газопылевыми облаками по мере их сжатия? Плотность и температура облака уменьшаются Плотность растет, а температура уменьшается Плотность и температура облака повышаются | 6. Какая будет температура в гелиевом ядре у звезды с массой чуть меньше солнечной? А. Более 120 млн К Б. Около 100 млн К В. Менее 80 млн К |
Ответы 1. Что происходит с газопылевыми облаками по мере их сжатия? Плотность и температура облака повышаются
2. Что излучает газопылевое облако по мере сжатия? Волны в инфракрасном диапазоне спектра
3. Укажите длительность стадии сжатия протозвезды с массой больше солнечной. Сотни тысяч лет
4. От чего зависит светимость и поверхностная температура сформировавшихся звёзд? От их массы
5. Что происходит, когда температура в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов? В протозвезде начинаются термоядерные реакции
6. Какая будет температура в гелиевом ядре у звезды с массой чуть меньше солнечной? Менее 80 млн К
7. Какие термоядерные реакции начинаются у Солнца при сжатии ядра? Превращения гелия в углерод
8. Что остается после рассеяния оболочки звезды? Белый карлик
9. Из-за чего расширяется фотосфера звезды? Из-за повышения газового давления
10. Во что может превратиться ядро массивной звезды при резком сжатии? В чёрную дыру
Ученые предлагают новое понимание жизни массивных звезд. Рассказываем главное
Массивные звезды — это те, которые примерно в 10 раз больше массы Солнца. Они рождаются гораздо реже, чем их маломассивные аналоги. Однако именно массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Рассказываем, почему их очень важно, но тяжело исследовать, как ученые решили эту проблему и через что проходит звезда от своего рождения до смерти.
Читайте «Хайтек» в
Как образуются звезды?
Звезды рождаются в облаках пыли и разбросаны по большинству галактик. Знакомый пример пылевого облака — туманность Ориона. Турбулентность глубоко внутри этих облаков порождает узлы с массой, достаточной для того, чтобы газ и пыль могли начать схлопываться под действием собственного гравитационного притяжения. Когда облако схлопывается, материал в центре начинает нагреваться. Известное как протозвезда, именно это горячее ядро в центре коллапсирующего облака однажды станет звездой. Не весь этот материал оказывается частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами, астероидами или кометами либо остаться в виде пыли.
Сколько живут звезды?
В целом чем крупнее звезда, тем короче ее жизнь, хотя все, кроме самых массивных звезд, живут миллиарды лет. Когда звезда расплавляет весь водород в своем ядре, ядерные реакции прекращаются. Лишенное выработки энергии, необходимой для его поддержания, ядро начинает схлопываться само в себя и становится намного горячее. Водород все еще доступен вне ядра, поэтому синтез водорода продолжается в оболочке, окружающей ядро. Все более горячее ядро также выталкивает наружу внешние слои звезды, заставляя их расширяться и охлаждаться, превращая звезду в красного гиганта.
Если звезда достаточно массивна, коллапсирующее ядро может стать достаточно горячим, чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят множество более тяжелых элементов, вплоть до железа. Однако такие реакции предлагают лишь временную отсрочку. Постепенно внутренние ядерные огни звезды становятся все более нестабильными — иногда яростно горят, а иногда затухают. Эти изменения заставляют звезду пульсировать и сбрасывать свои внешние слои, окутывая себя коконом из газа и пыли. Что будет дальше, зависит от размера ядра.
Жизненный цикл звезд
Что особенного в массивных звездах?
Гипергигант, или массивная звезда — это космический огромной массы и размеров, имеющий на диаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжелые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущие сверхгиганты.
Массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Они являются предшественниками многих ярких и полных энергии явлений во Вселенной.
Если звезда будет настолько массивной, то ее ждет настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звезд, срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия и просто сожмется до богатого гелием белого карлика, наиболее массивных звезд настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звезд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжелые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.
Массивные звезды очень редки, но весьма важны для космоса — все потому, что массивные звезды могут закончить свое существование не только в виде сверхновой. Также они могут превратиться в гиперновые — они гораздо более энергетическая и яркие, чем сверхновые, и не оставляют за собой остатков ядра. Кроме того, они могут превратиться в сверхмассивную черную дыру. Все эти три события важны для изучения Вселенной.
Почему их сложно изучать?
Для изучения массивных звезд требуются подробные коды звездной эволюции: компьютерные программы, которые рассчитывают как внутреннюю структуру, так и эволюцию этих звезд. К сожалению, подробные коды требуют больших вычислительных ресурсов — вычисление эволюции только одной звезды может занять несколько часов. Поэтому неразумно использовать эти коды для моделирования звезд в сложных системах, таких как шаровые звездные скопления, которые могут содержать миллионы взаимодействующих звезд.
Как ученые решили проблему?
Чтобы решить эту проблему, группа ученых под руководством Центра передового опыта ARC по открытию гравитационных волн (OzGrav) разработала код звездной эволюции под названием METhod of Interpolation for Single Star Evolution (METISSE).
Интерполяция — это метод оценки количества на основе близких значений, например, оценка размера звезды на основе звезд с аналогичными массами. С помощью интерполяции METISSE быстро вычисляет свойства звезды в любой момент, используя выбранные звездные модели, рассчитанные с помощью подробных кодов звездной эволюции.
Чрезвычайно быстро METISSE может развить 10 000 звезд всего за три минуты. Прежде всего он может использовать наборы звездных моделей для предсказания свойств звезд — это чрезвычайно важно именно для массивных звезд. Массивные звезды встречаются редко, и их удивительная и короткая жизнь затрудняет определение их свойств.
Следовательно, подробные коды звездной эволюции часто должны делать предположения при вычислении эволюции этих звезд. Различия в представлениях, используемых различными кодами звездной эволюции, могут существенно повлиять на их прогнозы о жизни и свойствах массивных звезд.
В новом исследовании ученые использовали METISSE с двумя наборами современных звездных моделей: один был рассчитан Модулями для экспериментов в звездной астрофизике (MESA), а другой — эволюционным кодом Бонна (BEC).
MESA — это открытые коды для расчета звездной эволюции и строения звезд. Созданы международной группой астрофизиков.
Пуджан Агравал, исследователь OzGrav и ведущий автор исследования объясняет: «Мы интерполировали звезды, масса которых в 9–100 раз превышала массу Солнца, и сравнили предсказания относительно их окончательной судьбы. Для большинства массивных звезд в нашем наборе мы обнаружили, что массы звездных остатков (нейтронные звезды или черные дыры) могут отличаться до 20-кратной массы Солнца».
«Результаты этого исследования окажут огромное влияние на будущие прогнозы гравитационно-волновой астрономии».
«METISSE — это только первый шаг в раскрытии роли массивных звезд в звездных системах, таких как звездные скопления, и уже результаты впечатляют».
Во что может превратиться ядра массивной звезды при резком сжатии
Звёздная эволюция в астрономии – последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. в течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Цикл жизни звёзды
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью.
любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.
В ходе протекания этого процесса неоднородности молекулярного облака будут сжиматься под действием собственного тяготения и постепенно принимать форму шара. При сжатии энергия гравитации 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.
Последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть ее химический состав.
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.
Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.
В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст вселенной составляет 13,8 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.
Согласно теоретическим представлениям, некоторые из легких звезд, теряя свое вещество (звездный ветер), будут постепенно испаряться, становясь все меньше и меньше. Другие – красные карлики, будут медленно остывать миллиарды лет, продолжая слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.
Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет.
Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.
Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.
Без давления, возникавшего в ходе термоядерных реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования.
Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня.
Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия, в ходе которых происходит превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий – в углерод, углерод – в кислород, кислород – в кремний, и наконец – кремний в железо).
Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия
Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз.
Звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет.
То, что происходит далее также зависит от массы звезды.
У звезд средней величины реакция термоядерного сжигания гелия может приводить к взрывному сбросу внешних слоев звезды с образованием из них планетарной туманности. Ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5—0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.
Процесс звездной эволюции во Вселенной непрерывен и цикличен – угасают старые звезды, на смену им зажигаются новые.
По современным научным представлениям, из звездного вещества образовались элементы, необходимые для возникновения планет и жизни на Земле. Хотя единой общепринятой точки зрения на то, как возникла жизнь, пока нет.
ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:
1″ :pagination=»pagination» :callback=»loadData» :options=»paginationOptions»>