- Kehittynyt
- Perus
tähti on pallo kaasua pitää yhdessä oman painovoiman. Maanpäällisin tähti on oma Aurinkomme, joten meillä on esimerkki lähietäisyydeltä, jota tähtitieteilijät voivat tutkia yksityiskohtaisesti. Thesunista oppimiamme opetuksia voidaan soveltaa myös muihin tähtiin.
Kerro lisää Sun
tähti elämä on jatkuvaa taistelua painovoimaa. Painovoima toimii jatkuvasti saadakseen tähden romahtamaan., Thestarin ydin on kuitenkin hyvin kuuma, mikä luo painetta kaasun sisällä. Tämä paine kumoaa painovoiman, mikä tähden, mitä kutsutaan hydrostaattinen tasapaino. Tähti on OK, kunhan tähdellä on tasapaino painovoiman vetäessä tähteä sisäänpäin ja paineen työntäessä tähteä ulospäin.
Kaavio osoittaa, että elinkaaren Sun-likeja massiiviset tähdet. Klikkaa kuvaa suurempaan versioon., (Luotto: NASA: n ja Night Sky Network)
Aikana suurin tähti on elinikäinen, sisätilojen lämpö ja säteily suojaamiseksi väärentämiseltä säilyy jatkossakin riippumattomana ydinreaktiot tähden ydin. Tätä tähden elämänvaihetta kutsutaan pääjaksoksi.
Ennen kuin tähti saavuttaa pääsarjan tähti on supistumassa ja sen ydin ei ole vielä kuuma tai tiheä tarpeeksi, alkavat ydinreaktiot. Joten, kunnes se saavuttaa pääjärjestyksen, hydrostaattinen tuki annetaan lämpöä syntyy supistuminen.
jossain vaiheessa tähdeltä loppuu ydinreaktioiden vuoksi materiaali sen ytimestä., Kun tähdeltä loppuu ydinpolttoaine, sen aika päättyy pääjaksoon. Jos tähti on riittävän suuri, se voi käydä läpi sarjan vähemmän tehokkaita ydinreaktioita sisäisen lämmön tuottamiseksi. Lopulta nämä reaktiot eivät kuitenkaan enää tuota riittävästi lämpöä tukemaan tähteä agains omaa painovoimaa ja tähti romahtaa.
Tähtien Kehitys
tähti on syntynyt, elää ja kuolee, aivan kuten kaikki muukin luonnossa. Astronomershave rakensi tähtihavaintojen avulla elämänsä kaikissa vaiheissa elinkaaren, jonka läpi kaikki tähdet näyttävät kulkevan., Tähden elämä riippuu ensisijaisesti massasta.
Hubble-kuva Eagle Nebula, tähtien lastentarha. (Luotto: NASA/ESA/Hubble Heritage Team)
All stars aloittaa elämänsä romahtaa materiaali giantmolecular pilvi. Nämä pilvet ovat pilviä, jotka muodostuvat tähtien väliin ja koostuvat pääasiassa molekyylikaasusta ja pölystä. Pilvessä oleva turbulenssi muodostaa solmuja, jotka voivat sitten romahtaa oman vetovoimansa alle. Solmun luhistuessa ydinkeskustan materiaali alkaa kuumentua., Tuota kuumaa ydintä kutsutaan protostariksi ja willeventuaalisesti tähdeksi.
pilvi ei romahtaa osaksi vain yksi iso tähti, mutta differentknots materiaali on jokaiselle tullut se oma protostar. Tästä syystä aineellistakaikuja kutsutaan usein tähtien nusereiksi ne ovat paikkoja, joissa muodostuu monia tähtiä.
protostarin saadessa massaa sen ydin kuumenee ja tiivistyy. Jossain vaiheessa se on niin kuuma ja tiheä, että vety alkaa sulautua heliumiksi. Sen täytyy olla 15 miljoonaa Kelviniä ydinfuusiossa., Kun protostaari alkaa fuusioida vetyä, se astuu elämänsä ”pääsarjavaiheeseen”.
pääjakson tähdet ovat niitä, jotka fuusioivat vetyintoheliumia ytimiinsä. Säteilyä ja lämpöä tämä reaktio keepthe painovoima romahtamassa tähti tässä vaiheessa thestar elämää. Tämä on myös tähden elämän pisin vaihe. Aurinkomme käyttää pääjaksoon noin 10 miljardia vuotta. Moremassiivinen tähti käyttää kuitenkin polttoainettaan nopeammin, ja se saattaa olla vain pääsekvenssissä miljoonille vuosille.
lopulta tähden ytimestä loppuu vety., Kun thathappens, tähti ei voi enää kestää painovoimaa. Sen sisätilat alkavat luhistua, mikä litistää ytimen, mikä lisää tähden ytimen painetta ja lämpötilaa. Vaikka corecollapses, uloimmat kerrokset materiaalia tähti laajentaa ulospäin.Tähti laajenee suuremmaksi kuin koskaan muutaman sadasosan isommaksi! Tässä vaiheessa tähteä kutsutaan punaiseksi jättiläiseksi.
Mitä seuraavaksi tapahtuu riippuu siitä, miten tähden massa.,
Kohtalo Keskisuurten Tähteä
Hubble-kuva planetaarinen sumu IC 418,joka tunnetaan myös nimellä Spirograph Nebula. (Luotto: NASA/Hubble HeritageTeam)
Kun keskikokoinen tähti (noin 7 kertaa Auringon massa)saavuttaa punainen jättiläinen vaiheessa sen elämän, ydin on tarpeeksi lämpöja paine aiheuttaa helium sulake osaksi hiiltä, jolloin ydin abrief armonaikaa alkaen sen romahtamista.
Kun helium ydin on mennyt, tähti on irtoa useimmat itsmass, muodostaen pilvi materiaalia kutsutaan planetaarinen tähtisumu., Tähden ydin jäähtyy ja kutistuu jättäen jälkeensä pienen, kuuman pallon nimeltä awhite dwarf. Valkoinen kääpiö ei Luhistu painovoimaa vastaan, koska elektronien paine karkottaa toisiaan sen ytimessä.
Kohtalo Massiiviset Tähdet
Chandra X-ray kuva supernova remnantCassiopeia A. värit osoittavat eri aallonpituuksilla X-säteet beingemitted asia, joka on vapautettu keski-tähti.Keskellä on neutronitähti., (Luotto: NASA/CSC/SAO)
punainen jättiläinen, tähti yli 7 kertaa Auringon massa on fatedfor enemmän näyttäviä päättyy.
Nämä high-massa tähdet mennä läpi joitakin samoja vaiheita kuin keskipitkällä massa tähdet. Ensin ulommat kerrokset paisuvat jättitähdeksi, mutta vielä suuremmiksi muodostaen punaisen supergiantin. Seuraavaksi ydin alkaa vaikutuksesta, tulossa erittäin kuuma ja tiheä. Sitten heliumin fuusioituminen ytimen hiilibegiineiksi. Kun heliumin tarjonta loppuu, ydin vetäytyy jälleen, mutta koska ytimessä on enemmän massaa, siitä tulee kuuma ja tarpeeksi sulauttaa hiiltä neoniksi., Itse asiassa, kun hiilen tarjonta on käytetty loppuun, tapahtuu muita fuusioreaktioita, kunnes ydin on täyttynyt rautatomeilla.
tähän asti fuusioreaktiot tuottivat energiaa, jolloin thestar pystyi taistelemaan painovoimaa vastaan. Raudan sulattaminen vaatii kuitenkin energiapanosta sen sijaan,että se tuottaisi ylimääräistä energiaa. Kun ydin on täynnä rautaa, tähti häviää taistelun painovoimaa vastaan.
ytimen lämpötila nousee yli 100 miljardiin asteeseen, kun raudat murskataan yhteen., Vastenmielinen välillä voimassa thepositively-hintaan ytimet voittaa painovoiman, ja corerecoils ulos sydän, tähti räjähtävä paineaallon. Inone upeimmista tapahtumista Maailmankaikkeudessa, shokki propelsthe materiaali päässä star valtava räjähdys, nimeltään asupernova. Materiaali syöksyy tähtienväliseen avaruuteen.
noin 75% tähden massasta sinkoutuu avaruuteen thesupernovassa. Vasemman ytimen kohtalo riippuu sen massasta. Jos theleft-over-ydin on noin 1,4-5 kertaa Auringon massa, se muuttuu neutronitähdeksi., Jos ydin on suurempi, se romahtaa mustaan aukkoon. Muuttuakseen neutronitähdeksi tähden on aloitettava noin 7-20 kertaa Auringon massa ennen supernovaa. Vain yli 20-kertainen Auringon massa muuttuu mustiksi aukoiksi.
päivitetty: helmikuu 2014