+7(996)961-96-66
+7(964)869-96-66
+7(996)961-96-66
Заказать помощь

Реферат на тему Эволюция звезд и синтез тяжелых металлов

ОПИСАНИЕ РАБОТЫ:

Предмет:
ЕСТЕСТВОЗНАНИЕ
Тема:
Эволюция звезд и синтез тяжелых металлов
Тип:
Реферат
Объем:
29 с.
Дата:
26.09.2010
Идентификатор:
idr_1909__0002741
ЦЕНА:
435 руб.

305
руб.
Внимание!!!
Ниже представлен фрагмент данной работы для ознакомления.
Вы можете купить данную работу прямо сейчас!
Просто нажмите кнопку "Купить" справа.

Оплата онлайн возможна с Яндекс.Кошелька, с банковской карты или со счета мобильного телефона (выберите, пожалуйста).
ЕСЛИ такие варианты Вам не удобны - Отправьте нам запрос данной работы, указав свой электронный адрес.
Мы оперативно ответим и предложим Вам более 20 способов оплаты.
Все подробности можно будет обсудить по электронной почте, или в Viber, WhatsApp и т.п.
 

Эволюция звезд и синтез тяжелых металлов - работа из нашего списка "ГОТОВЫЕ РАБОТЫ". Мы помогли с ее выполнением и она была сдана на Отлично! Работа абсолютно эксклюзивная, нигде в Интернете не засвечена и Вашим преподавателям точно не знакома! Если Вы ищете уникальную, грамотно выполненную курсовую работу, реферат, реферат и т.п. - Вы можете получить их на нашем ресурсе.
Вы можете заказать реферат Эволюция звезд и синтез тяжелых металлов у нас, написав на адрес ready@referatshop.ru.
Обращаем ваше внимание на то, что скачать реферат Эволюция звезд и синтез тяжелых металлов по предмету ЕСТЕСТВОЗНАНИЕ с сайта нельзя! Здесь представлено лишь несколько первых страниц и содержание этой эксклюзивной работы - для ознакомления. Если Вы хотите получить реферат Эволюция звезд и синтез тяжелых металлов (предмет - ЕСТЕСТВОЗНАНИЕ) - пишите.

Фрагмент работы:





Эволюция звезд и синтез тяжелых металлов

Содержание


Введение 3
1. Эволюция звезд 4
1.1. Термоядерный синтез в недрах звёзд 4
1.2. Рождение звёзд 4
1.3. Молодые звёзды 6
1.3.1. Молодые звёзды малой массы 6
1.3.2. Молодые звёзды промежуточной массы 7
1.3.3. Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс 7
1.4. Середина жизненного цикла звезды 7
1.5. Зрелость 8
1.6. Старые звёзды с малой массой 9
1.7. Звёзды среднего размера 9
1.8. Белые карлики 11
1.9. Сверхмассивные звёзды 11
1.10. Нейтронные звёзды 13
1.11. Чёрные дыры 13
2. Синтез тяжелых металлов 14
Заключение 18
Список используемой литературы 20

Введение

В данной работе рассматривается тема «Эволюция звезд и синтез тяжелых металлов».
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.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.
В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается – звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.
Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой – многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.
Проблема происхождения атомов возникла при установлении природы источника энергии Солнца и звезд и при разработке теории Большого Взрыва Вселенной. Проблема источника энергии на Солнце была решена в конце 30-х годов XX века Х. Бете и К. Вейцзекером. На основе расчетов они пришли к выводу, что механизм генерации энергии на Солнце и в других звездах связан с образованием ядер гелия из четырех протонов: р-р-цикл и CNO-цикл.
Спустя примерно десятилетие после публикации работ Х. Бете и К. Вейцзекера, Э. Салпетер показал, что при условиях, характерных для недр звезд, наряду с горением водорода (р-р– и CNO-циклы) возможно горение гелия с образованием углерода. Так возникли первые основные представления ядерного синтеза, большой вклад в развитие которых кроме названных выше ученых внесли У. Фаулер, Ф. Хойл, Дж. и М. Бербиджи, А. Камерон. Согласно современным научным представлениям, практически все химические элементы образовались и образуются в результате процессов, происходящих в звездах, что приводит к эволюционным изменениям состояния звезд. Поэтому проблема образования нуклидов тесно связана также и с вопросами эволюции звезд.
Рассмотрим подробнее эволюцию звезд и синтез тяжелых металлов.

1. Эволюция звезд

1.1. Термоядерный синтез в недрах звёзд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез. Большинство звёзд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным или p-p-циклом и углеродно-азотным или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых – вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоян