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. Продължителността на живота на звездите зависи основно от тяхната маса, като по-масивните звезди имат по-кратък живот от по-малките за сметка на по-интензивните процеси в техните недра. Примерната таблица показва тази зависимост.[1]
Образуване
редактиранеЗвездите се образуват в газово-прахови облаци, съставени предимно от водород, равновесието в които е нарушено от избухнала наблизо 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 период
редактиранеСтабилният 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 стадий
редактиранеПоследния 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.
Обобщение
редактиранеМаса 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 |
Източници
редактиране- ↑ Bertulani, Carlos A. Nuclei in the Cosmos. World Scientific, 2013. ISBN 978-981-4417-66-2.