- Advanced
- Basic
o stea este o sferă de gaz ținută împreună de propria gravitație. Cea mai apropiată stea de pământ este propriul nostru Soare, așa că avem un exemplu în apropiere pe care astronomii îl pot studia în detaliu. Lecțiile pe care le învățăm desoarele pot fi aplicate altor stele.
Spune-mi mai multe despre soare
viața unei stele este o luptă constantă împotriva forței gravitației. Gravitația funcționează constant pentru a încerca să provoace prăbușirea stelei., Thestar pe bază, cu toate acestea este foarte fierbinte care creează presiune în gaz. Această presiune contracarează forța gravitațională, punând steaua în ceea ce se numește echilibru hidrostatic. O stea este în regulă atâta timp cât steaua are acest echilibru între gravitația care trage Steaua spre interior și presiunea care împinge Steaua spre exterior.
Diagramă care arată durata ciclului de Soare-cași stele masive. Faceți clic pe imagine pentru versiunea mai mare., (Credit: NASA and Night Sky Network)
în timpul vieții unei stele, căldura și radiația interioară sunt furnizate de reacțiile nucleare din miezul stelei. Această fază a vieții stelei se numește secvența principală.
înainte ca o stea să ajungă la secvența principală, steaua se contractă și nucleul său nu este încă suficient de fierbinte sau dens pentru a începe reacțiile nucleare. Deci, până când ajunge la secvența principală, suportul hidrostatic este asigurat de căldura generată de contracție.
la un moment dat, steaua va rămâne fără material în miezul său pentru acele reacții nucleare., Când steaua rămâne fără combustibil nuclear, ajunge la sfârșitul timpului său pe secvența principală. Dacă steaua este suficient de mare, poate trece printr-o serie de reacții nucleare mai puțin eficiente pentru a produce căldură internă. Cu toate acestea, în cele din urmă aceste reacții nu vor mai genera suficientă căldură pentru a susține Steaua împotriva propriei gravitații și steaua se va prăbuși.o stea se naște, trăiește și moare, la fel ca orice altceva în natură. Folosind observațiile stelelor în toate fazele vieții lor, astronomii au construit un ciclu de viață prin care toate stelele par să treacă., Thefate și viața unei stele depinde în primul rând de masa ei.
Hubble imagine de Nebuloasa Eagle, astellar pepinieră. (Credit: NASA/ESA/Hubble Heritage Team)
toate stelele își încep viața de la prăbușirea materialului într-un nor gigantmolecular. Acești nori sunt nori care se formează între stele șiconstă în principal din gaz molecular și praf. Turbulența din cloudcauses noduri pentru a forma care apoi se poate prăbuși sub e owngravitational atractie. Pe măsură ce nodul se prăbușește, Materialul dincentrul începe să se încălzească., Miezul fierbinte este numit protostar și vaîn cele din urmă să devină o stea.
norul nu se prăbușește într-o singură stea mare, ci diferitnoturi de material vor deveni fiecare protostar propriu. Acesta este motivul pentru care acestelocurile de material sunt adesea numite nuseri stelare suntlocuri în care se formează multe stele.
pe măsură ce protostarul câștigă masă, miezul său devine mai fierbinte și mai dens. Într-un anumit punct, va fi suficient de fierbinte și suficient de dens pentru ca hidrogenul să înceapă să se transforme în heliu. Trebuie să fie 15 milioane Kelvin în miezul forfusion pentru a începe., Când protostarul începe să fuzioneze hidrogenul, acesta intrăfaza „secvența principală” a vieții sale.
stelele din secvența principală sunt cele care fuzionează hidrogenul înheliu în miezurile lor. Radiația și căldura din această reacție păstreazăforța gravitației de la prăbușirea stelei în această fază a vieții lui thestar. Aceasta este, de asemenea, cea mai lungă fază a vieții unei stele. Soarele nostruva petrece aproximativ 10 miliarde de ani pe secvența principală. Cu toate acestea, o stea moremassive își folosește combustibilul mai repede și poate fi doar pe secvența principalăpentru milioane de ani. în cele din urmă, nucleul stelei rămâne fără hidrogen., Când se întâmplă asta, steaua nu mai poate rezista gravitației. Straturile sale interioare încep să se prăbușească, ceea ce zdrobește miezul, mărindpresiunea și temperatura din miezul stelei. În timp ce corecolapses, straturile exterioare ale materialului din stea să se extindă spre exterior.Steaua se extinde la mai mare decât a fost vreodată-cu câteva sute de ori mai mare! În acest moment, Steaua este numită gigant roșu.ce se întâmplă în continuare depinde de modul în care masa stelei.,
Soarta Mijlocii Stele
Hubble imagine de nebuloasă planetară IC 418,de asemenea, cunoscut ca Spirograph Nebuloasă. (Credit: NASA/Hubble HeritageTeam)
atunci Când o stea de marime mijlocie (până la aproximativ 7 ori masa Soarelui)ajunge la red gigant fază a vieții sale, de bază va fi suficient căldurăsi presiune pentru a provoca heliu la siguranța în carbon, oferindu-core scurt răgaz de la prăbușirea sa.odată ce heliul din miez va dispărea, Steaua va vărsa cea mai mare parte a eimasă, formând un nor de material numit nebuloasă planetară., Nucleul stelei se va răci și se va micșora, lăsând în urmă o minge mică, fierbinte, numită un pitic alb. Un pitic alb nu se prăbușește împotriva gravitației din cauzapresiunea electronilor care se resping reciproc în miezul său.
Soarta Stele Masive
Chandra X-ray imagine de supernova remnantCassiopeia A. culorile arată diferite lungimi de undă a razelor X beingemitted de problema care a fost ejectat de la steaua centrală.În centru se află o stea neutronică., (Credit: NASA/CSC / Sao)
o stea gigantică roșie cu mai mult de 7 ori masa Soarelui este fatedpentru un final mai spectaculos.aceste stele cu masă mare trec prin aceiași pași ca și stelele cu masă medie. În primul rând, straturile exterioare se umflă într-o stea uriașă,dar și mai mare, formând un supergiant roșu. Apoi, miezul începebea, devenind foarte fierbinte și densă. Apoi, fuziunea heliului în carbonîncepe în miez. Când alimentarea cu heliu se va termina, miezul se va contracta din nou, dar din moment ce miezul are mai multă masă, va deveni fierbinte și suficient de dens pentru a fuziona carbonul în neon., De fapt, atunci când alimentarea decarbonul este consumat, apar alte reacții de fuziune, până când miezul este umplut cu atomi de fier.până în acest moment, reacțiile de fuziune au scos energie, permițându-i lui thestar să lupte împotriva gravitației. Cu toate acestea, fuziunea fierului necesită un aport de energie,mai degrabă decât producerea excesului de energie. Cu un miez plin de fier, steava pierde lupta împotriva gravitației.
temperatura miezului crește la peste 100 de miliarde de grade pe măsură ce ironatomele sunt zdrobite împreună., Forța de respingere între thepositively-încărcat de nuclee învinge forța de gravitație, și corerecoils din inimă de steaua în undele de șoc. Înunul dintre cele mai spectaculoase evenimente din Univers, șocul propulseazămaterialul departe de stea într-o explozie extraordinară numită asupernova. Materialul se varsă în spațiul interstelar.aproximativ 75% din masa stelei este ejectată în spațiu însupernova. Soarta miezului stâng depinde de masa sa. Dacă miezul stâng este de aproximativ 1,4 până la 5 ori mai mare decât masa Soarelui nostru, acesta se va ciocni într-o stea neutronică., Dacă miezul este mai mare, se va prăbușiîntr-o gaură neagră. Pentru a deveni o stea neutronică, o stea trebuie să înceapă cuaproximativ de 7 până la 20 de ori masa Soarelui înainte de supernova. Doar stelele cu mai mult de 20 de ori masa Soarelui vor deveni găuri negre.
actualizat: februarie 2014