Звездна еволюция

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.

ОбразуванеРедактиране

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 и настъпва адиабатно нагряване. Когато температурата във вътрешността стане достатъчно голяма, се отключват термоядрени реакции, чиято енергия уравновесява гравитационните сили и звездата навлиза в стабилния си период.

Стабилен периодРедактиране

Стабилният период от живота на една звезда продължава от стотици милиони до десетки милиарди години. През това време физичните характеристики на звездата я поставят на Главната последователност на Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел.

Колкото по-масивна е една звезда от Главната последователност, толкова по-силно свети. Най-ярки и масивни са сините гиганти, а най-малки са червени джуджета. Колкото е по-масивна една звезда, толкова по-бързо тя изчерпва водородното си гориво и преминава на следващия еволюционен стадий поради по-интензивните процеси в нейното ядро и по-мощното излъчване.

Последен стадийРедактиране

Последния стадий от живота на звездите протича за много по-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, образуващи планетарна мъглявина, докато звездното ядро се превръща в бяло джудже. Звездите с маса по-голяма от   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 звезди са мощен източник на радиовълни. Черните дупки с течение на времето се изпаряват поради ефект, познат като Лъчение на Хокинг.

ОбобщениеРедактиране

Маса на звездата
(в слънчеви маси,  )
      Mo    
Светимост в стабилния стадий
(Слънчева светимост=1)
10 000 1000 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  ) 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