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
5340097 материалов.
Вам будут интересны эти курсы:
Оставьте свой комментарий
Авторизуйтесь, чтобы задавать вопросы.
Безлимитный доступ к занятиям с онлайн-репетиторами
Выгоднее, чем оплачивать каждое занятие отдельно
В Псковской области ввели обязательную вакцинацию для студентов
Время чтения: 1 минута
В России отцы охотнее дают деньги детям на карманные расходы, чем матери
Время чтения: 2 минуты
Минпросвещения РФ опубликовало методические рекомендации по проведению инклюзивных смен для детей с ОВЗ
Время чтения: 2 минуты
Службы примирения появятся в каждой школе Москвы до конца учебного года
Время чтения: 1 минута
Путин поручил не считать выплаты за классное руководство в средней зарплате
Время чтения: 1 минута
Учителям предлагают 1,5 миллиона рублей за переезд в Златоуст
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.
Чёрная пятница
На все курсы повышения квалификации и профессиональной переподготовки
Как умирают самые массивные звёзды: сверхновая, гиперновая или прямой коллапс?
Иллюстрация процесса взрыва сверхновой, наблюдаемой с Земли в XVII веке в созвездии Кассиопея. Окружающий её материал и постоянное испускание электромагнитного излучения сыграли свою роль в непрерывной подсветке остатков звезды
Создайте достаточно массивную звезду, и она не закончит свои дни тихонечко — так, как это предстоит нашему Солнцу, которое сначала будет плавно гореть миллиарды и миллиарды лет, а затем сожмётся до белого карлика. Вместо этого её ядро схлопнется, и запустит неконтролируемую реакцию синтеза, которая разметает внешние слои звезды во взрыве сверхновой, а внутренние части сожмёт в нейтронную звезду или чёрную дыру. По крайней мере, так принято считать. Но если вы возьмёте достаточно массивную звезду, сверхновой может и не получиться. Вместо этого есть другая возможность – прямое схлопывание, в котором вся звезда просто исчезает, превращаясь в чёрную дыру. А ещё одна возможность известна, как гиперновая — она гораздо более энергетическая и яркая, чем сверхновая, и не оставляет за собой остатков ядра. Каким же образом закончат свою жизнь самые массивные звёзды? Вот, что говорит об этом наука.
Туманность из остатков сверхновой W49B, всё ещё видимая в рентгеновском диапазоне, а также на радио- и инфракрасных волнах. Звезда должна превышать Солнце по массе хотя бы в 8-10 раз, чтобы породить сверхновую и создать необходимые для появления во Вселенной таких планет, как Земля, тяжёлые элементы.
Ультрамассивная звезда WR 124 (звезда класса Вольфа-Райе) с окружающей её туманностью – одна из тысяч звёзд Млечного Пути, способная стать следующей сверхновой. Она также гораздо больше и массивнее тех звёзд, что можно создать во Вселенной, содержащей лишь водород и гелий, и уже может находиться на этапе сжигания углерода.
Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звёзд, нежно 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 сожмётся до богатого гелием белого карлика, наиболее массивным звёздам уготован настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звёзд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжёлые 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.
Анатомия сверхмассивной звезды в течение её жизни, заканчивающейся сверхновой II типа
Это очень яркий и красочный конец, настигающий множество массивных звёзд во Вселенной. Из всех появившихся в ней звёзд лишь 1% обретают достаточную массу, чтобы дойти до такого состояния. При повышении массы количество звёзд, достигших её, уменьшается. Порядка 80% всех звёзд во Вселенной – красные карлики; масса 40% их них не превышает массы Солнца. При этом Солнце массивнее 95% звёзд во Вселенной. В ночном небе полно очень ярких звёзд: тех, что легче всего увидеть человеку. Но за порогом нижнего ограничения для появления сверхновой существуют звёзды, превышающие Солнце по массе в десятки и даже сотни раз. Они очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой.
Туманность Пузырь находится на задворках останков сверхновой, появившейся тысячи лет назад. Если удалённые сверхновые находятся в более пыльном окружении, чем их современные двойники, это потребует коррекции нашего сегодняшнего понимания тёмной энергии
Во-первых, у многих массивных звёзд имеются истекающие потоки и выброшенный наружу материал. Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу одного из этапов синтеза, что-то заставляет ядро на короткое время сжаться, из-за чего оно разогревается. Когда ядро становится горячее, скорость всех типов ядерных реакций увеличивается, что ведёт к быстрому увеличению количества энергии, создаваемому в ядре звезды. Это увеличение энергии может сбрасывать большое количество массы, порождая явление, известное, как псевдосверхновая: происходит вспышка ярче любой нормальной звезды, и теряется масса в количестве до десяти солнечных. Звезда Эта Киля (ниже) стала псевдосверхновой в XIX веке, но внутри созданной ею туманности она всё ещё горит, ожидая финальной участи.
Псевдосверхновая XIX века явила себя в виде гигантского взрыва, выбросив материала на несколько солнц в межзвёздное пространство от Эты Киля. Такие звёзды большой массы в богатых металлами галактиках (как, например, наша), выбрасывают существенную долю своей массы, чем отличаются от звёзд в меньших по размеру галактиках, содержащих меньше металлов
Так какова же конечная судьба звёзд, массой более чем в 20 раз превышающих наше Солнце? У них есть три возможности, и мы ещё не полностью уверены в том, какие именно условия приводят к развитию каждой из трёх. Одна из них – сверхновая, которые мы уже обсудили. Любая ультрамассивная звезда, теряющая достаточно много своей массы, может превратиться в сверхновую, если её масса внезапно попадёт в правильные пределы. Но существуют ещё два промежутка масс – и опять-таки, мы точно не знаем, какие именно это массы – позволяющие произойти двум другим событиям. Оба этих события определённо существуют – мы уже их наблюдали.
Фотографии в видимом и близком к инфракрасному свете с Хаббла демонстрируют массивную звезду, примерно в 25 раз превышающую Солнце по массе, внезапно исчезнувшую, и не оставившую ни сверхновой, ни какого-то другого объяснения. Единственным разумным объяснением будет прямой коллапс.
Чёрные дыры прямого коллапса. Когда звезда превращается в сверхновую, её ядро схлопывается, и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой – в зависимости от массы. Но только в прошлом году, впервые, астрономы наблюдали, как звезда массой в 25 солнечных просто исчезла. Звёзды не исчезают бесследно, но тому, что могло произойти, существует физическое объяснение: ядро звезды прекратило создавать достаточное давление излучения, уравновешивавшее гравитационное сжатие. Если центральный регион становится достаточно плотным, то есть, если достаточно большая масса оказывается сжатой в достаточно малый объём, формируется горизонт событий и возникает чёрная дыра. А после появления чёрной дыры всё остальное просто втягивается внутрь.
Одно из множества скоплений в этом регионе подсвечивается массивными, короткоживущими голубыми звёздами. Всего за 10 миллионов лет большая часть из наиболее массивных звёзд взорвётся, став сверхновыми II типа – или просто испытает прямой коллапс
Теоретическую возможность прямого коллапса предсказывали для очень массивных звёзд, более 200-250 солнечных масс. Но недавнее исчезновение звезды такой относительно малой массы поставило теорию под вопрос. Возможно, мы не так хорошо понимаем внутренние процессы звёздных ядер, как считали, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто схлопнуться целиком и исчезнуть, не сбрасывая какого-то ощутимого количества массы. В таком случае формирование чёрных дыр через прямой коллапс может быть гораздо более частым явлением, чем считалось, и это может быть весьма удобным для Вселенной способом создания сверхмассивных чёрных дыр на самых ранних стадиях развития. Но существует и другой итог, совершенно противоположный: световое шоу, гораздо более красочное, чем сверхновая.
При определённых условиях звезда может взорваться так, что не оставит ничего после себя!
Взрыв гиперновой. Также известен, как сверхъяркая сверхновая. Такие события бывают гораздо более яркими и дают совсем другие световые кривые (последовательность повышения и понижения яркости), чем любые сверхновые. Ведущее объяснение явления известно, как «парно-нестабильная сверхновая». Когда большая масса – в сотни, тысячи и даже многие миллионы раз больше массы всей нашей планеты – схлопывается в небольшой объём, выделяется огромное количество энергии. Теоретически, если звезда будет достаточно массивной, порядка 100 солнечных масс, выделяемая ею энергия окажется такой большой, что отдельные фотоны могут начать превращаться в электрон-позитронные пары. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антиматерии, и у них есть свои особенности.
На диаграмме показан процесс производства пар, который, как считают астрономы, привёл к появлению гиперновой SN 2006gy. При появлении фотонов достаточно высокой энергии появятся и электрон-позитронные пары, из-за чего упадёт давление и начнётся неуправляемая реакция, уничтожающая звезду
Это значит, что для сверхмассивной звезды есть четыре варианта развития событий:
При изучении очень массивной звезды появляется искушение предположить, что она станет сверхновой, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Но на самом деле есть ещё два возможных варианта развитии событий, которые уже наблюдали, и которые происходят довольно часто по космическим меркам. Учёные всё ещё работают над пониманием того, когда и при каких условиях происходит каждое из этих событий, но они на самом деле происходят. В следующий раз, рассматривая звезду, во много раз превосходящую Солнце по массе и размеру, не думайте, что сверхновая станет неизбежным итогом. В таких объектах остаётся ещё много жизни, и много вариантов их гибели. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. В случае наиболее массивных звёзд мы пока ещё не уверены, закончат ли они свою жизнь взрывом, уничтожив себя целиком, или же тихим коллапсом, полностью сжавшись в гравитационную бездну пустоты.
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