Звездна еволюция

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към: навигация, търсене

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.

Образуване[редактиране | edit source]

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.

Стабилен период[редактиране | edit source]

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 следващия еволюционен стадий.

Последен стадий[редактиране | edit source]

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 впоследствие 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.

Обобщение[редактиране | edit source]

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