Звездна еволюция

от Уикипедия, свободната енциклопедия

Звездната еволюция описва промяната на физичните характеристики на звездите с времето.

Всяка звезда преминава през три стадия - протозвезда, стабилна фаза (звезда от Главната последователност), мъртва звезда.

Съдържание

1 Образуване
2 Стабилен период
3 Последен стадий
4 Обобщение

[редактиране] Образуване

Звездите се образуват в газово-прахови облаци, съставени предимно от водород, равновесието в които е нарушено от избухнала на близо свръхнова или преминала наблизо звезда. Гравитационните сили предизвикват гравитационен колапс, при който облакът намалява значително размерите си. Когато температурата във вътрешността стане достатъчно голяма, се отключват термоядрени реакции, чиято енергия уравновесява гравитационните сили, след което звездата навлиза в стабилния си период.

[редактиране] Стабилен период

Стабилният период от живота на една звезда продължава от стотици милиони до десетки милиарди години. През този период, физичните характеристики на звездата я поставят на Главната последователност на Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Колкото е по-масивна една звезда от Главната последователност, толкова по-силно свети. Най-ярките, масивни, са сини гиганти, а най-малките са червени джуджета. Колкото една звезда е по-ярка, въпреки че е по-масивна, по-бързо изчерпва водородното си гориво и преминава на следвашия еволюционен стадий.

[редактиране] Последен стадий

Последния стадий от живота на звездите протича за изключително кратко време в сравнение с другите. Звезди, с маси по-малки от Границата на Чандрасекар се превръщат в червени гиганти, които в последствие загубват най-външните си слоеве, които образуват планетарна мъглявина, а ядрото на звездата се превръща в бяло джудже. Звездите с маса по-голяма от $1,4 \mathcal{M}_\odot$ избухват като свръхнови и се превръщат в неутронни звезди или черни дупки. Белите джуджета излъчват светлина известно време, след което се превръщат в плътни тъмни тела. Неутронните вълни са мощен източник на радиовълни. Черните дупки се изпаряват поради ефект, познат като Лъчение на Хокинг.

[редактиране] Обобщение

Маса на звездата (в слънчеви маси, $\mathcal{M}_\odot$ )	$30 \mathcal{M}_\odot$	$10 \mathcal{M}_\odot$	$3 \mathcal{M}_\odot$ Mo	$1 \mathcal{M}_\odot$	$0.3 \mathcal{M}_\odot$
Светимост в стабилния стадий (Слънчева светимост=1)	10 000	1 000	100	1	0,004
Живот на главната последователност (в милиарди години)	0,06	0,10	0,30	10	800
Термоядрените реакции спират до получаване на ядра на	желязо	силиций	кислород	въглерод	хелий
Преход към краен стадий	свръхнова	свръхнова	планетарна мъглявина	раздуване	раздуване
Изхвърлена маса	24 Mo	8,5 Mo	2,2 Mo	0,3 Mo	0,01 Mo
Съдба на ядрото	черна дупка	неутронна звезда	бяло джудже	бяло джудже	бяло джудже
Маса на тялото (в $\mathcal{M}_\odot$ )	6	1,5	0,8	0,7	0,3
плътност (за водата=1)	5×10¹⁴	3×10¹⁵	2×10⁷	10⁷	10⁶
Радиус(в m)	17861,44 m	6192,21 m	2,67×10⁶ m	3,22×10⁶ m	5,22×10⁶
Ускорение на силата на тежестта (в m.s^-2 )	2,5×10¹²	5,19×10¹²	1,49×10⁷	8,99×10⁶	1,46×10⁶