- Advanced
- Basic
gwiazda jest kulą gazu trzymaną razem przez własną grawitację. Największą gwiazdą na Ziemi jest nasze własne słońce, więc mamy przykład, który astronomowie mogą szczegółowo zbadać. Lekcje, których uczymy się na temat słońca, można zastosować do innych gwiazd.
powiedz mi więcej o słońcu
życie gwiazdy jest ciągłą walką z siłą grawitacji. Grawitacja nieustannie działa, aby spowodować zapadnięcie się gwiazdy., Rdzeń jest jednak bardzo gorący, co tworzy ciśnienie wewnątrz gazu. Ciśnienie to przeciwdziała sile grawitacji, wprowadzając gwiazdę w tzw. równowagę hydrostatyczną. Gwiazda jest w porządku tak długo, jak gwiazda ma tę równowagę między grawitacją ciągnącą gwiazdę do wewnątrz i ciśnieniem wypychającym gwiazdę na zewnątrz.
schemat przedstawiający cykle życia podobnych do Słońca i masywnych gwiazd. Kliknij obrazek, aby zobaczyć większą wersję., (Źródło: NASA andthe Night Sky Network)
przez większość życia gwiazdy, wewnętrzne ciepło i promieniowanie jest dostarczane przez reakcje jądrowe w jądrze Gwiazdy. Ta faza życia gwiazdy nazywana jest sekwencją główną.
zanim gwiazda osiągnie ciąg główny, gwiazda kurczy się, a jej jądro nie jest jeszcze gorące lub wystarczająco gęste, aby rozpocząć reakcje jądrowe. Tak więc, dopóki nie osiągnie sekwencji głównej, hydrostatyczne wsparcie jest zapewniane przez ciepło generowane przez skurcz.
w pewnym momencie w jądrze Gwiazdy zabraknie materiału na te reakcje jądrowe., Gdy w gwieździe kończy się paliwo jądrowe, kończy swój czas w ciągu głównym. Jeśli gwiazda jest wystarczająco duża, może przejść szereg mniej efektywnych reakcji jądrowych, aby wytworzyć ciepło wewnętrzne. Jednak w końcu reakcje te nie będą już generować wystarczającej ilości ciepła, aby podtrzymać gwiazdę przed własną grawitacją i gwiazda zapadnie się.
Gwiezdna Ewolucja
gwiazda rodzi się, żyje i umiera, podobnie jak Wszystko inne w przyrodzie. Korzystając z obserwacji gwiazd we wszystkich fazach ich życia, astronomowie skonstruowali cykl życia, przez który wszystkie gwiazdy wydają się przechodzić., Wielkość i życie gwiazdy zależy przede wszystkim od jej masy.
Zdjęcie Hubble ' a mgławicy Orzeł, Szkółka astellarna. (Źródło: NASA / ESA / Hubble Heritage Team)
wszystkie gwiazdy zaczynają swoje życie od zapadnięcia się materii w olbrzymim obłoku. Obłoki te są obłokami, które tworzą się między gwiazdami i składają się głównie z gazu cząsteczkowego i pyłu. Turbulencja w chmurze powoduje powstawanie węzłów, które mogą następnie zapadać się pod jego własnym przyciąganiem grawitacyjnym. Gdy węzeł zapada się, materiał wcentrum zaczyna się nagrzewać., To gorące jądro nazywa się protostar i staje się gwiazdą.
obłok nie zapadnie się w jedną wielką gwiazdę, ale każda z nich będzie miała swój własny protostar. Z tego powodu często nazywane są nuseriami gwiazdowymi są to miejsca, w których powstaje wiele gwiazd.
gdy protostar nabiera masy, jego rdzeń staje się cieplejszy i bardziej gęsty. W pewnym momencie będzie wystarczająco gorąco i wystarczająco gęsto, aby wodór zaczął przenikać do Helu. To musi być 15 milionów kelwinów w rdzeniu forfusion, aby rozpocząć., Kiedy protostar zaczyna stapiać Wodór, wchodzi w fazę „sekwencji głównej” swojego życia.
Gwiazdy ciągu głównego to te, które łączą wodór w jądrze. Promieniowanie i ciepło z tej reakcji zatrzymują siłę grawitacji przed zapadnięciem się gwiazdy w tej fazie życia gwiazdy. Jest to również najdłuższa faza życia gwiazdy. Nasze Słońce spędzi około 10 miliardów lat NA ciągu głównym. Jednak gwiazda bardziej masywna zużywa swoje paliwo szybciej i może znajdować się tylko w ciągu głównym przez miliony lat.
W końcu w jądrze Gwiazdy kończy się wodór., Kiedy to nastąpi, gwiazda nie może już wytrzymać grawitacji. Jej wewnętrzne warstwy zaczynają się zapadać, co powoduje zgniatanie jądra, zwiększając ciśnienie i temperaturę w jądrze Gwiazdy. Podczas gdy corecollapses, zewnętrzne warstwy materiału w gwieździe rozszerzyć na zewnątrz.Gwiazda rozszerza się do rozmiarów większych niż kiedykolwiek kilkaset razy większych! W tym momencie gwiazda jest nazywana czerwonym olbrzymem.
to, co będzie dalej, zależy od masy Gwiazdy.,
losy gwiazd średniej wielkości
Zdjęcie Hubble ' a mgławicy planetarnej IC 418,znanej również jako Mgławica Spirograf. (Źródło: NASA / Hubble HeritageTeam)
Kiedy gwiazda średniej wielkości (do około 7 razy większa od masy Słońca)osiągnie fazę czerwonego olbrzyma, jądro będzie miało wystarczająco dużo ciepła i ciśnienia, aby spowodować, że hel połączy się z węglem, dając rdzeń abrief ukojenie z jego upadku.
gdy Hel w jądrze zniknie, gwiazda zrzuci większość swojej masy, tworząc obłok materii zwany mgławicą planetarną., Jądro gwiazdy ochłodzi się i skurczy, pozostawiając za sobą małą, gorącą kulę zwaną karzełem. Biały karzeł nie załamuje się pod wpływem grawitacji z powodu ciśnienia odpychających się elektronów w jego jądrze.
Los masywnych gwiazd
obraz rentgenowski Chandra pozostałości supernowej pasjopeja A. kolory pokazują różne długości fal promieni rentgenowskich, które są spowodowane przez materię, która została wyrzucona z centrum star.In centrum to gwiazda neutronowa., (Źródło: NASA / CSC / SAO)
czerwony olbrzym o masie ponad 7 razy większej od masy Słońca jest przeznaczony do bardziej spektakularnego zakończenia.
te gwiazdy o dużej masie przechodzą przez niektóre z tych samych etapów, co gwiazdy o dużej masie. Po pierwsze, zewnętrzne warstwy pęcznieją w gigantyczną gwiazdę, ale jeszcze większą, tworząc czerwony nadolbrzym. Następnie zaczyna się rdzeń, który staje się bardzo gorący i gęsty. Następnie fuzja helu w węgiel rozpoczyna się w rdzeniu. Gdy wyczerpie się zapas helu, rdzeń znowu się skurczy, ale ponieważ rdzeń ma większą masę, stanie się gorący i wystarczająco energiczny, aby stopić węgiel w neon., W rzeczywistości, gdy zapasy węgla są zużywane, zachodzą inne reakcje fuzyjne, dopóki jądro nie zostanie wypełnione atomami żelaza.
do tego momentu reakcje termojądrowe emitują energię, umożliwiając walkę z grawitacją. Jednak stapianie żelaza wymaga wkładu energii, a nie wytwarzania nadmiaru energii. Z rdzeniem pełnym żelaza gwiazda przegra walkę z grawitacją.
temperatura rdzenia wzrasta do ponad 100 miliardów stopni, gdy ironatomy są zgniatane razem., Siła odpychająca pomiędzy naładowanymi jądrami pokonuje siłę grawitacji, a jądro wydostaje się z serca gwiazdy w wybuchowej fali uderzeniowej. W jednym z najbardziej spektakularnych wydarzeń we wszechświecie, wstrząs wyrzuca materiał z dala od gwiazdy w ogromnej eksplozji zwanej upernova. Materiał wypluwa się w przestrzeń międzygwiezdną.
około 75% masy Gwiazdy wyrzucane jest w Przestrzeń Kosmiczną. Los pozostałego rdzenia zależy od jego masy. Jeśli jądro ma masę około 1,4 do 5 razy większą od masy naszego Słońca, zamieni się w gwiazdę neutronową., Jeśli rdzeń jest większy, zapadnie się w czarnej dziurze. Aby przekształcić się w gwiazdę neutronową, gwiazda musi zacząć od około 7 do 20 razy większej masy Słońca przed supernową. Tylko Gwiazdy o masie ponad 20 razy większej niż masa Słońca staną się czarnymi dziurami.
aktualizacja: luty 2014