Звезды, такие как солнце, - это большие шары плазмы, которые неизбежно заполняют пространство вокруг себя светом и теплом. Звезды приходят в различных массах, и масса определяет, как горячая звезда будет гореть и как она умрет. Тяжелые звезды превращаются в сверхновые, нейтронные звезды и черные дыры, тогда как средние звезды, такие как солнце, заканчивают свою жизнь в виде белого карлика, окруженного исчезающей планетарной туманностью. Однако все звезды следуют примерно одному и тому же базовому семиступенчатому жизненному циклу, начиная с газового облака и заканчивая остатком звезды.
Гигантское Газовое Облако
Звезда начинает свою жизнь как большое облако газа. Температура внутри облака достаточно низкая, чтобы образовались молекулы. Некоторые молекулы, такие как водород, загораются и позволяют астрономам видеть их в космосе. Комплекс облаков Ориона в системе Ориона служит ближайшим примером звезды на этой стадии жизни.
Когда частицы газа в Молекулярном облаке сталкиваются друг с другом, создается тепловая энергия, которая позволяет теплому сгустку молекул образоваться в газовом облаке. Этот сгусток называют протозвездой. Поскольку протозвезды теплее других материалов в облаке молекул, эти образования можно увидеть инфракрасным зрением. В зависимости от размера молекулярного облака, несколько Протозвездов могут образоваться в одно облако.
Фаза Т-Таури
В стадии Т-Таури молодая звезда начинает производить сильные ветры, которые отталкивают окружающий газ и молекулы. Это позволяет формирующейся звезде стать видимой впервые. Ученые могут обнаружить звезду в стадии T-Tauri без помощи инфракрасных или радиоволн.
В конце концов молодая звезда достигает гидростатического равновесия, в котором ее гравитационное сжатие уравновешивается внешним давлением, придавая ей твердую форму. Затем звезда становится звездой главной последовательности. На этой стадии он проведет 90 процентов своей жизни, сплавляя молекулы водорода и образуя гелий в своем ядре. Солнце нашей Солнечной системы в настоящее время находится в фазе своей главной последовательности.
Как только весь водород в ядре звезды превращается в гелий, ядро сжимается само по себе, заставляя звезду расширяться. Расширяясь, она сначала становится субгигантской звездой, а затем красным гигантом. Красные гиганты имеют более холодные поверхности, чем звезды главной последовательности, и из-за этого они будут выглядеть красными, а не желтыми. Если звезда достаточно массивна, она может стать достаточно большой, чтобы быть классифицированной как сверхгигант.
По мере расширения звезда начинает сплавлять молекулы гелия в своем ядре, и энергия этой реакции предотвращает коллапс ядра. Как только слияние гелия заканчивается, ядро сжимается, и звезда начинает плавить углерод. Этот процесс повторяется до тех пор, пока железо не начнет появляться в ядре. Сплав железа поглощает энергию, поэтому присутствие железа приводит к разрушению ядра. Если звезда достаточно массивна, имплозия создает сверхновую звезду. Более мелкие звезды, такие как солнце, мирно сжимаются в белые карлики, а их внешние оболочки расходятся в виде планетарных туманностей.
Взрыв сверхновой-одно из самых ярких событий во Вселенной. Большая часть материала звезды уносится в космос, но ядро быстро взрывается в нейтронную звезду или сингулярность, известную как черная дыра. Менее массивные звезды так не взрываются. Их ядра сжимаются в крошечные, горячие звезды, называемые белыми карликами, в то время как внешний материал дрейфует прочь. Звезды меньшего размера, чем Солнце, не имеют достаточной массы, чтобы гореть чем-либо, кроме красного свечения во время их главной последовательности. Эти красные карлики, которые трудно обнаружить, но которые могут быть самыми обычными звездами, могут гореть триллионы лет. Астрономы подозревают, что некоторые красные карлики были в их главной последовательности вскоре после Большого Взрыва. | |
| Просмотров: 5429 | |
