- Advanced
- Basic
hvězda je sféra plynu držená pohromadě vlastní gravitací. Největší hvězdou na Zemi je naše vlastní Slunce, takže máme blízko příkladuže astronomové mohou podrobně studovat. Poučení, které se dozvídáme o theSun lze aplikovat na jiné hvězdy.
řekněte mi více o Slunci
život hvězdy je neustálým bojem proti gravitační síle. Gravitace neustále pracuje na tom, aby se pokusila způsobit zhroucení hvězdy., Jádro je však velmi horké, což vytváří tlak v plynu. Tento tlak působí proti gravitační síle a přivádí hvězdu do tzv. hydrostatické rovnováhy. Hvězda je v pořádku, pokud má hvězda tuto rovnováhu mezi gravitací tažením hvězdy dovnitř a tlakem, který tlačí hvězdu ven.
Diagram ukazující životní cykly slunečních a masivních hvězd. Klikněte na obrázek pro větší verzi., (Kredit: NASA a síť noční oblohy)
během životnosti hvězdy je vnitřní teplo a záření poskytováno jadernými reakcemi v jádru hvězdy. Tato fáze života hvězdy se nazývá hlavní sekvence.
než hvězda dosáhne hlavní sekvence, hvězda se Stahuje a její jádro ještě není dostatečně horké nebo husté, aby zahájilo jaderné reakce. Takže dokud nedosáhne hlavní sekvence, hydrostatická podpora je zajištěna teplem generovaným z kontrakce.
v určitém okamžiku hvězda vyčerpá materiál ve svém jádru pro tyto jaderné reakce., Když hvězda vyčerpá jaderné palivo, dojde ke konci svého času na hlavní sekvenci. Pokud je hvězda dostatečně velká, může projít řadou méně účinných jaderných reakcí k výrobě vnitřního tepla. Nakonec však tyto reakce již nevytvoří dostatečné teplo pro podporu hvězdy proti vlastní gravitaci a hvězda se zhroutí.
Stellar Evolution
hvězda se rodí, žije a umírá, podobně jako všechno ostatní V přírodě. Pomocí pozorování hvězd ve všech fázích jejich života astronomovéstavěli životní cyklus, který podle všeho procházejí všechny hvězdy., Osud a život hvězdy závisí především na jeho hmotnosti.
Hubbleův obraz mlhoviny Orla, astelární školky. (Kredit: NASA / ESA / Hubble Heritage Team)
všechny hvězdy začínají svůj život od kolapsu materiálu v obřímolekulárním oblaku. Tyto mraky jsou mraky, které se tvoří mezi hvězdami asestávají především z molekulárního plynu a prachu. Turbulence v oblaku vytváří uzly, které se pak mohou zhroutit pod vlastní gravitační přitažlivostí. Jak se uzel zhroutí, materiál vcentrum se začne zahřívat., Toto horké jádro se nazývá protostar a willeventuálně se stane hvězdou.
mrak se nezhroutí jen do jedné velké hvězdy, ale z různých materiálů se stane každý vlastní protostar. To je důvod, proč tytokloudy materiálu jsou často nazývány hvězdnými nuseriemi-jsoumísta, kde se tvoří mnoho hvězd.
protože protostar získává hmotu, jeho jádro je teplejší a hustší. V určitém okamžiku bude dostatečně horký a dostatečně hustý, aby mohl vodík začítpomocí hélia. Musí to být 15 milionů Kelvinů v jádrufúze začít., Když protostar začne fúzovat vodík, vstoupífáze“ hlavní sekvence “ jeho života.
hvězdy na hlavní sekvenci jsou ty, které spojují vodík intohelium ve svých jádrech. Záření a teplo z této reakce udržujísíla gravitace z kolapsu hvězdy během této fáze života. Toto je také nejdelší fáze života hvězdy. Naše sluncebude trávit asi 10 miliard let na hlavní sekvenci. Víceletá hvězda však používá palivo rychleji a může být pouze na hlavním sekvencipo miliony let.
nakonec jádro hvězdy vyčerpá vodík., Když se to stane, hvězda už nemůže vydržet proti gravitaci. Jeho innerlayers začít kolapsu, který protahuje jádro, zvyšuje působil tlak a teplota v jádře hvězdy. Zatímco corecollapses, vnější vrstvy materiálu ve hvězdě expandovat ven.Hvězda se rozšiřuje na větší, než kdy byla o několik set krát větší! V tomto okamžiku se hvězda nazývá červený obr.
Co se stane dál, závisí na tom, jak hmotnost hvězdy.,
Osud Střední Hvězd
Hubble obraz planetární mlhovina IC 418,také známý jako Spirograph Nebula. (Credit: NASA/Hst HeritageTeam)
Když hvězda střední velikosti (až o 7 krát hmotnost Slunce)dosáhne červené obří fáze jeho života, jádro bude mít dost teplo a tlak způsobit helium fúzovat do uhlíku, přičemž jádro abrief milost od jeho zhroucení.
jakmile je helium v jádru pryč, hvězda zbaví většinu své hmoty a vytvoří oblak materiálu zvaný planetární mlhovina., Jádro hvězdy se ochladí a zmenší a zanechá za sebou malou horkou kouli nazvanou awhite dwarf. Bílý trpaslík se nezhroutí proti gravitaci kvůliotlak elektronů, které se navzájem odpuzují ve svém jádru.
Osud Masivní Hvězdy
Chandra X-ray obraz supernovy remnantCassiopeia A. barvy ukazují různé vlnové délky rentgenového záření beingemitted o záležitost, který byl vyvržen z centrální hvězdy.Uprostřed je neutronová hvězda., (Kredit: NASA/CSC/SAO)
červená obří hvězda s více než 7násobkem hmotnosti Slunce je osudapro velkolepější konec.
tyto hvězdy s vysokou hmotností procházejí některými stejnými kroky jako hvězdy themedium-mass. Za prvé, vnější vrstvy se zvětšují do obří hvězdy, ale ještě větší, tvořící červený supergiant. Dále se jádro začínápít, stává se velmi horkým a hustým. Pak fúze helia do uhlíkuzačíná v jádru. Když dojde dodávka hélia, jádro budezatahovat znovu, ale protože jádro má větší hmotnost, stane se horkým austačí k roztavení uhlíku na neon., Ve skutečnosti, když je zásobauhlík spotřebován, dochází k dalším fúzním reakcím, dokud není jádro naplněno atomy železa.
až do tohoto bodu, fúzní reakce uhasit energii, což umožňuje thestar bojovat proti gravitaci. Nicméně, tavení železa vyžaduje vstup energie, spíše než produkovat přebytečnou energii. S jádrem plným železa, hvězdaztratí boj proti gravitaci.
teplota jádra stoupá na více než 100 miliard stupňů, když jsou ironatomy rozdrceny dohromady., Odpudivá síla mezipozitivně nabitá jádra překonávají gravitační sílu a corerecoils ze srdce hvězdy ve výbušné rázové vlně. V jedné z nejpozoruhodnějších událostí ve vesmíru se šok pohánímateriál od hvězdy v obrovském výbuchu zvaném asupernova. Materiál se vypouští do mezihvězdného prostoru.
asi 75% hmotnosti hvězdy je vysunuto do vesmíru v thesupernově. Osud levého jádra závisí na jeho hmotnosti. Pokud je jádro asi 1,4 až 5 násobek hmotnosti našeho Slunce, stane se neutronovou hvězdou., Pokud je jádro větší, zhroutí Sedo černé díry. Chcete-li se změnit na neutronovou hvězdu, musí začít hvězdaasi 7 až 20 krát hmotnost Slunce před supernovou. Pouze hvězdys více než 20násobkem hmotnosti Slunce se stanou černé díry.
Aktualizováno: únor 2014