🗊Презентация Эволюция звезд

Эволюция Звезд

Рождение Звезды Все начинается с молекулярного облака. Это огромные области межзвездного газа, достаточно плотные для того, чтобы в них сформировались молекулы водорода. Началом формирования звезды может служит ударная волна от взорвавшейся рядом сверхновой или естественная динамика внутри облака. После того как равновесие нарушено, облако разделяется на фрагменты, каждый из которых начинает сжиматься. Далее гравитационная неустойчивость приводит к формированию центра тяжести внутри облака. Поддаваясь гравитации, окружающее вещество начинает вращаться вокруг этого центра и наслаивается на его поверхность. Постепенно образуется уравновешенное сферическое ядро с растущей температурой и светимостью – протозвезда.

Рождение Звезды Газопылевой диск вокруг протозвезды вращается все быстрее, из-за ее растущей плотности и массы все больше частиц сталкиваются в ее недрах, температура продолжает расти. Как только она достигает миллионов градусов, в центре протозвезды происходит первая термоядерная реакция превращение водорода в гелий. Энергия термоядерных реакций затем стремительно достигает поверхности светила, резко увеличивая его яркость. Так протозвезда, если обладает достаточной массой, превращается в полноценную звезду.

На следующем этапе происходит постепенное выгорание водорода в зоне термоядерных реакций. Звезда в течение миллиардов лет – будет становиться горячее, станет расти интенсивность термоядерных реакций, как и светимость, На следующем этапе происходит постепенное выгорание водорода в зоне термоядерных реакций. Звезда в течение миллиардов лет – будет становиться горячее, станет расти интенсивность термоядерных реакций, как и светимость, Есть и маломассивные звезды, которые не могут выйти на главную последовательность – то есть не способны справляться с внутренним давлением термоядерных реакций, их называют коричневыми карликами. Дальнейшая эволюция каждого отдельного светила, достигшего конца главной последовательности – то есть точки, когда водорода для термоядерного синтеза в центре звезды уже не осталось – напрямую зависит от массы светила и его химического состава.

Звезды со средней массой от половины до десяти масс Солнца после выгорания водорода в центре оказываются способны сжигать более тяжелые химические элементы в своем составе –гелий, углерод, кислород и далее. Звезды со средней массой от половины до десяти масс Солнца после выгорания водорода в центре оказываются способны сжигать более тяжелые химические элементы в своем составе –гелий, углерод, кислород и далее. Для таких звезд фаза, следующая за главной последовательностью, называется стадией красного гиганта или сверхгиганта. Запуск гелиевых термоядерных реакций, затем углеродных и т.д. каждый раз приводит к значительным трансформациям звезды. Звезда то расширяется в сотни раз и краснеет, то снова сжимается. Светимость тоже меняется – то в тысячи раз увеличивается, то снова уменьшается.

В конце этого процесса внешняя оболочка красного гиганта сбрасывается, образуя зрелищную планетарную туманность. В центре остается обнаженное ядро - белый гелиевый карлик с массой приблизительно в половину солнечной и радиусом, примерно равным радиусу Земли. В конце этого процесса внешняя оболочка красного гиганта сбрасывается, образуя зрелищную планетарную туманность. В центре остается обнаженное ядро - белый гелиевый карлик с массой приблизительно в половину солнечной и радиусом, примерно равным радиусу Земли. Белые карлики обладают судьбой, схожей с красными карликами – спокойное выгорание в течение миллиардов-триллионов лет.

Если масса ядра красного гиганта превышает предел Чандрасекара, равный 1,44 солнечной массы, то звезда не просто сбрасывают свою оболочку в финале, но высвобождает скопившуюся энергию в мощнейшем термоядерном взрыве – сверхновой. Если масса ядра красного гиганта превышает предел Чандрасекара, равный 1,44 солнечной массы, то звезда не просто сбрасывают свою оболочку в финале, но высвобождает скопившуюся энергию в мощнейшем термоядерном взрыве – сверхновой. В сердце остатков сверхновой, разбрасывающей звездное вещество с огромной силой на многие световые годы вокруг, остается в этом случае уже не белый карлик, а сверхплотная нейтронная звезда(пульсар) радиусом всего в 10-20 километров.

Однако если масса красного гиганта больше 30 солнечных масс, то образуется уже ни белый карлик и ни нейтронная звезда. Однако если масса красного гиганта больше 30 солнечных масс, то образуется уже ни белый карлик и ни нейтронная звезда. В центре останков сверхновой появляется нечто куда более впечатляющее – черная дыра, так как ядро взорвавшейся звезды сжимается настолько сильно, что коллапсировать начинают даже нейтроны, и больше уже ничто, включая свет, не может покинуть пределов черной дыры. Особо массивные звезды – голубые сверхгиганты – могут миновать стадию красного сверхгиганта и также взорваться в сверхновой.