Эволюция звезд – кратко основные теории, её этапы и конечные стадии (физика, 11 класс)
4.8
Средняя оценка: 4.8
Всего получено оценок: 291.
4.8
Средняя оценка: 4.8
Всего получено оценок: 291.
Звезды для жителей Земли представляются вечными и неизменными. Однако современная астрономия доказывает, что звезды медленно эволюционируют. Рассмотрим кратко эволюцию звезд.
Этапы звездной эволюции
Любая эволюция происходит под действием некоторых факторов, заставляющих систему меняться. Для звезд основными факторами являются два: гравитация и энергия термоядерных реакций в недрах. Теория учит, что состояние любой звезды определяется их балансом.
В результате глобальных космологических процессов во Вселенной образовались неоднородности вещества: в одних областях его почти нет, а в других вещество образует разреженные облака газа. Поскольку наиболее распространенным элементом во Вселенной является водород, то эти облака в основном состоят из него.
Образование конвективной звезды
Под действием гравитации облака начинают сгущаться, образуя область с повышенной плотностью, которая называется «протозвезда».
По мере сжатия газа его температура, в соответствии с газовыми законами, возрастает. В протозвезде образуется заметная неоднородность температуры, которая приводит к интенсивной конвекции газа. Горячий газ из ядра поднимается к поверхности, а остывший газ опускается к ядру. Источником энергии на этом этапе является в основном гравитационное сжатие.
Звезда главной последовательности
Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов градусов, тепловой энергии атомных ядер становится достаточно, чтобы преодолевать кулоновские силы отталкивания и сближаться настолько, чтобы начались термоядерные реакции слияния ядер водорода в ядра гелия. Такие реакции идут с выделением большого количества энергии, и силы гравитации оказываются уравновешены.21.png)
Светимость звезды и ее спектральный класс при этом, как правило, тесно связаны, в результате на графике этих величин (диаграмме Герцшпрунга — Рассела) звезда занимает одно из мест на длинной диагональной области, называемой «главной последовательностью». Отсюда и название этапа эволюции звезд.
Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела.Длительность этапа главной последовательности зависит от массы звезды. Чем больше масса звезды, тем быстрее она «сжигает» водород. Самые тяжелые звезды находятся на главной последовательности всего лишь несколько миллионов лет. Самые легкие звезды могут находиться на этом этапе триллионы лет.
Красный гигант
По мере истощения запаса водорода давление внутри звезды падает, и она теряет устойчивость. Внутреннее ядро снова начинает сжиматься, что приводит к «зажиганию» новых термоядерных реакций сливания ядер гелия в ядра углерода, неона, кислорода и, наконец, железа.
В средней части звезды температура меньше, и реакции «горения» гелия в ней начинаются позже.
За счет этой энергии верхние слои звезды расширяются. В результате в звезде одновременно формируется более тяжелое компактное ядро и раздувающиеся верхние оболочки с низкой плотностью. Звезда становится красным гигантом.
Типичный красный гигант имеет размер 100–1000 солнечных радиусов. Если поместить такую звезду в солнечную систему, ее поверхность может находиться около орбиты Юпитера. Однако средняя плотность красного гиганта зачастую меньше плотности воздуха.
Рис. 2. Размеры красных гигантов.Завершающие стадии эволюции
Стадия красного гиганта со всё более уплотняющимся ядром и раздувающейся внешней оболочкой продолжается от 10 до 100 млн лет. Далее в зависимости от конкретных условий внешние слои могут просто разлететься, а могут взорваться, образуя туманность различной формы.
В центре туманности остается ядро — белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра, в зависимости от массы. Это конечный этап эволюции звезды.
Рис. 3. Стадии эволюции Солнца.
Что мы узнали?
Главными факторами эволюции звезды являются гравитация и энергия термоядерного синтеза. Под их влиянием звезда проходит стадии протозвезды, конвективной звезды, звезды главной последовательности и красного гиганта. Красный гигант сбрасывает внешние оболочки при взрыве, а оставшееся ядро представляет собой белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.
Тест по теме
Доска почёта
Чтобы попасть сюда — пройдите тест.
Александр Лустов
10/10
Торегельды Токашев
10/10
Оценка доклада
Средняя оценка: 4.8
Всего получено оценок: 291.
А какая ваша оценка?
Какие этапы развития звезды — Space blog
Рождение звезды происходит в туманностях, которые представляют собой огромные газовые облака, состоящие из гелия и водорода. Благодаря силе гравитации молекулы притягиваются друг к другу, очень сближаясь, что заставляет туманность уменьшаться в размерах, то есть сжиматься.
Турбулентность, например вызванная взрывом сверхновой* поблизости, вызывает увеличение плотности в некоторых областях туманности, в результате чего образуются шарики холодного газа, которые в конечном итоге разрушаются под собственным весом. Каждая глобула даст начало звезде.
Ответ: Звезды образуются облаками межзвездного газа, которые, в свою очередь, состоят из пыли и водорода. При низких температурах атомы этого элемента объединяются в молекулы, образуя эти облака.
Звезды производят свою энергию с помощью механизма, называемого ядерным синтезом. В этом процессе два простых элемента сливаются вместе, образуя более тяжелый элемент, высвобождая много энергии. Не путать с ядерным делением, процессом, используемым на атомных электростанциях.
Звезды формируются в огромных молекулярных облаках, погруженных в газовые туманности, существующие в галактиках. Формирование протозвезды: самая плотная часть молекулярного облака гравитационно коллапсирует, центральная область становится плотнее и горячее, появляется протозвезда.
Позже формируется планетарная система.
Первые звезды, которые должны были родиться во Вселенной, содержали только водород, дейтерий, гелий и очень-очень мало лития, бериллия и бора — элементов, образовавшихся в результате Большого взрыва.
1-й — VY Большого Пса: также известный как VY Cma, этот гипергигант имеет красноватое свечение, его диаметр в 2.100 раз больше, чем у Солнца. Чтобы иметь представление о его величине, внутри него поместилось бы почти три миллиарда планет, равных Земле.
Наша галактика Млечный Путь насчитывает от 200 до 400 миллиардов звезд. В галактиках в среднем сотни миллиардов звезд. И оценки также указывают на сотни миллиардов галактик во Вселенной. Это привело бы к существованию более 10 секстиллионов звезд.
Некоторые типы звезд: белые карлики, коричневые карлики, красные гиганты, голубые сверхгиганты, нейтронные звезды и переменные звезды.
Звезды представляют собой большие сферы, образованные плазмой, нагретой до тысяч градусов. Его форма обусловлена гравитацией, направленной на ядро звезды.
Звезды — это большие сферы плазмы, работающие за счет ядерного синтеза. Звезды — это большие сферы плазмы, удерживаемые вместе собственной гравитацией.
Караива считается городом с самым звездным небом в Бразилии. Расположенный в 755 км от Сальвадора и в двух часах езды от Порту-Сегуру, он является типичным местом для тех, кто хочет избежать шума и суеты и расслабиться в теплой атмосфере.
Поэтому начните с основных принципов рисования, отрабатывая геометрические фигуры и приемы света и тени, штриховки, обращая внимание на такие аспекты, как перспектива, пропорции, цвета и т. д. Овладение основами является ключевым для тех, кто хочет научиться рисовать и совершенствовать свои навыки рисования.
Люди обычно используют фосфоресцентную краску, чтобы сделать светящиеся в темноте звезды, но вы также можете использовать фосфоресцирующий порошок и наносить его на звезды. Совет: если вы используете фосфоресцентную краску, выберите фосфоресцентную краску нейтрального тона по отношению к потолку или цвету стен.
Главная последовательность (ГП) — самая продолжительная стадия жизни звезды, когда она в ядре переплавляет водород в гелий и стабильно светится, находясь в гидростатическом равновесии.
Звезды — это небесные тела, которые имеют свой собственный свет. На самом деле они представляют собой гигантские сферы, состоящие из газов, которые вызывают ядерные реакции, но благодаря гравитации могут оставаться живыми (не взрываясь) в течение триллионов лет. В нашей галактике — Млечном Пути — насчитывается более ста миллиардов звезд.
Процесс звездной эволюции начинается с облаков межзвездного газа и пыли, из которых формируются звезды. В разных точках этих облаков порции газа и пыли начинают сжиматься и концентрировать вещество.
Почти все звезды состоят в основном из газа, называемого водородом. Ядро звезды очень горячее. Когда большое давление сжимает его, часть водорода превращается в другой газ, называемый гелием. Этот процесс производит огромное количество энергии и заставляет звезду сиять.
Процесс рождения звезды более или менее стандартен, что действительно меняется, так это то, как она умирает. Маленькие или средние звезды, такие как наше Солнце, заканчивают свою жизнь, медленно остывая, в то время как более крупные звезды могут закончить свои дни как пугающие черные дыры!
Основная последовательность представляет собой эволюционную стадию, на которой звезды генерируют энергию, превращая атомы водорода в гелий в своих ядрах. Генерация энергии в результате синтеза удерживает звезду в гидростатическом равновесии, противодействуя гравитационному давлению внешних слоев.
Поэтому Солнце белое. Оттенки желтого и красного, которые мы видим, глядя на Солнце, возникают из-за рассеивания солнечных лучей, когда они входят в атмосферу.
Ближайшая к Земле звезда – Солнце. У Солнца миллиарды спутников, подавляющее большинство из которых невидимы для наших глаз. При «невооруженном» взгляде человек способен увидеть около 9.000 звезд на ночном небе, и это если считать ночь без облаков и без присутствия Луны.
Открытие планет, расположенных за пределами Солнечной системы, также называемых экзопланетами, способствует изучению возможных признаков жизни во Вселенной.
Сколько звезд вы видите на небе, так это из-за отсутствия облаков и вращения Земли количество звезд почти не меняется. То есть, какое бы количество звезд вы ни увидели, погода не помешает.
Цвет звезды определяется той частью ее видимого спектра, которая вносит наибольший вклад в ее общую светимость. Голубые звезды самые горячие, красные — самые холодные. В случае со звездами «холодная» означает температуру порядка 2000 или 3000 К, что примерно в 15 раз горячее, чем в нашей домашней печи.
Сириус — звезда А-типа, то есть он намного горячее Солнца и имеет температуру поверхности около 9.400 °C, а у Солнца около 5.500 °C. Она имеет чуть более двух солнечных масс и излучает в 26 раз больше энергии, чем наша звезда.
Звезды рождаются в туманностях, которые представляют собой огромные газовые облака, состоящие в основном из водорода и гелия (наиболее распространенных элементов во Вселенной).
Могут быть области туманности с более высокой концентрацией газов. В этих областях сила гравитации больше, что заставляет его начать сокращаться.
20, 1991] Звезды кажутся вечными, но это не так. Они рождаются, живут и умирают. Даже Солнце, которое является звездой (и не большой), тоже однажды погаснет.
Жизненный цикл звезды: этапы и факты
Возможно, вы слышали, как кто-то сказал, что «мы все сделаны из звездной пыли», но знали ли вы, что это правда? Многие из элементов, содержащихся в наших телах, могут образоваться только при вспышке сверхновой, которая представляет собой огромный взрыв, который произведут некоторые звезды, когда умрут. Эти элементы разбросаны по вселенной этими взрывами, и некоторые из них в конечном итоге становятся частью вас. Другие звезды могут не погибнуть в виде сверхновой, а вместо этого превратиться в карликовые звезды. В этой статье объясняются различные жизненные циклы звезды и то, что определяет ее поведение.
Что такое звезда?
Звезды — это большие небесные тела, которые в основном состоят из водорода и гелия, двух самых легких элементов.
Они могут иметь разные размеры и температуру и производить энергию за счет непрерывных реакций ядерного синтеза, происходящих в их ядре. Мы извлекаем пользу из энергии, выделяемой нашей местной звездой, солнцем, поскольку оно нагревает и освещает землю. Звезды формируются в туманности и проходят разные этапы своего жизненного цикла в зависимости от их массы. Эти этапы будут объяснены более подробно ниже.
Факты о жизненном цикле звезды
Жизненный цикл звезды — это последовательность событий, происходящих в жизни звезды от ее образования до конца. Жизненный цикл звезд зависит от их массы. Все звезды, независимо от их массы, формируются и ведут себя одинаково, пока не достигнут своей главной стадии последовательности. Ниже описаны начальные три стадии, которые происходят для звезды, чтобы войти в свою главную последовательность.
Поэтапный жизненный цикл звезды
Теперь подробно опишем этапы формирования звезды.
Стадия 1: Формирование звезды Звезда формируется из туманности , , которая представляет собой огромное облако межзвездной пыли и смеси газов, в основном состоящих из водорода (наиболее распространенного элемента во Вселенной).
Туманность настолько велика, что вес пыли и газов заставляет туманность сжиматься под действием собственной гравитации.
Рис. 1: Туманность Киля видна в отдаленном месте южной части неба вблизи Индонезии. Это примерно 8500 световых лет от Земли.
Стадия 2: ПротозвездаГравитация стягивает частицы пыли и газа вместе, образуя кластеров в туманности, в результате чего частицы приобретают кинетическую энергию и сталкиваются друг с другом. Этот процесс известен как аккреция . Кинетическая энергия частиц газа и пыли повышает температуру вещества в скоплениях туманностей до миллионов градусов Цельсия. Это формирует протозвезду , молодую звезду .
Рис. 2: Это изображение показывает формирование протозвезды, расположенной в южном созвездии Хамалеон.
Стадия 3: Главная последовательность звезды Как только протозвезда достигает достаточно высокой температуры в результате аккреции, в ее ядре начинается ядерный синтез водорода с гелием.
Эта основная последовательность начинается, когда температура ядра протозвезды достигает примерно 15 миллионов градусов по Цельсию. Реакции ядерного синтеза высвобождают энергию, которая производит тепло и свет, поддерживая температуру ядра, поэтому реакция синтеза является самоподдерживающейся. 91_0n\]
Ученые разрабатывают экспериментальные термоядерные реакторы, чтобы попытаться воспроизвести этот процесс на Земле в качестве источника чистой энергии!
На стадии главной последовательности в звезде достигается равновесие. Внешняя сила, создаваемая расширяющимся давлением из-за ядерных реакций, уравновешивается внутренней гравитационной силой, пытающейся сжать звезду под действием ее собственной массы. Это наиболее стабильная стадия жизненного цикла звезды, поскольку звезда достигает постоянного размера, когда внешнее давление уравновешивает гравитационное сжатие.
Если масса протозвезды недостаточно велика, она никогда не нагревается настолько, чтобы произошел ядерный синтез, поэтому звезда не излучает свет или тепло и образует то, что мы называем коричневым карликом , , который является подзвездным объектом .
Подзвездный объект — это астрономический объект, который недостаточно велик для поддержания ядерного синтеза водорода.
Звезда проводит большую часть своей жизни на главной последовательности, от миллионов до миллиардов лет в зависимости от массы звезды.
Краткий обзор жизненного цикла массивной звезды
Все звезды имеют одинаковый начальный жизненный цикл, однако поведение звезды после главной последовательности сильно зависит от ее массы . На уровне GCSE мы рассматриваем две общие массовые категории звезд; солнцеподобные звезды и массивные звезды. Чтобы классифицировать массы звезд, их часто измеряют с точки зрения массы нашего Солнца.
Если масса звезды составляет не менее 8-10 масс Солнца, умноженная на , звезда считается 9Массивная звезда 0017 .
Если масса звезды больше похожа на размер Солнца, звезда считается солнцеподобной звездой .
Звезды с большей массой намного горячее и кажутся ярче на небе, однако они также сжигают свое водородное топливо намного быстрее, а это означает, что их продолжительность жизни намного короче, чем у обычных звезд. Из-за этого большие горячие звезды и самые редкие.
Цвет звезды определяется ее температурой. Высокотемпературные звезды будут казаться голубыми, а низкотемпературные — более красными. Температура поверхности Солнца составляет 5500 градусов по Цельсию, поэтому оно кажется желтым.
Жизненный цикл маломассивной звезды
После нескольких миллиардов лет поведения главной последовательности маломассивные солнцеподобные звезды израсходовали большую часть запаса водорода в своих ядрах, и ядерный синтез с образованием гелия прекратился. Однако в своих внешних слоях звезда по-прежнему содержит много водорода, и вместо него здесь начинает происходить термоядерный синтез — нагревая звезду и значительно расширяя ее. По мере расширения звезда образует красный гигант .
В этот момент в ядре начинают происходить другие реакции ядерного синтеза, которые превращают гелий в более тяжелые элементы, такие как углерод и кислород, однако эти реакции производят меньше энергии, и звезда начинает остывать.
По мере того, как скорость термоядерной реакции в конечном итоге замедляется до полной остановки, а температура падает, гравитация снова становится доминирующей силой, и красный гигант может коллапсировать сам по себе, образуя белого карлика . Температура белого карлика значительно ниже, в районе сотен тысяч градусов. В этот момент жизнь звезды закончилась, и белый карлик продолжает остывать, пока, в конце концов, он больше не излучает тепло или свет и известен как черный карлик 9.0018 . Блок-схема, показанная ниже, иллюстрирует жизненный цикл солнцеподобной звезды с левой стороны.
Время, необходимое для того, чтобы белый карлик достаточно остыл, чтобы стать черным карликом, оценивается как большее, чем рассчитанный в настоящее время возраст Вселенной.
Поэтому ученые предсказывают, что черные карлики пока не могут существовать во Вселенной.
Большие звезды также расширяются, когда в их ядре заканчивается запас водорода и во внешних слоях звезды происходят термоядерные реакции. Самый тяжелый элемент, который может образоваться на стадии главной последовательности звезды, равен 9.0017 железо , так как реакции синтеза, объединяющие энергию тяжелее железа, больше не выделяют энергию. Массивная звезда расширится до красного сверхгиганта , который является самым крупным из известных нам типов звезд. Поскольку массивные звезды сжигают свое водородное топливо гораздо быстрее, красный сверхгигант быстро разрушится, когда у него в конце концов закончится топливо.
Экстремальные температуры и давления, созданные быстрым коллапсом, вызывают массивный взрыв внешних слоев звезды. Этот взрыв создает условия для реакций синтеза с образованием элементов, даже более тяжелых, чем железо, таких как золото.
Этот космический взрыв известен как сверхновая.
Планета Земля (и ваше тело!) содержит элементы, которые тяжелее железа. Это указывает на то, что Земля образовалась из элементов, созданных во время сверхновой звезды другой звезды.
Сверхновая выбрасывает свои внешние слои, рассеивая произведенные элементы в космос и формируя новое облако газов, которое в конечном итоге коллапсирует и образует новые звезды и планеты. Плотное ядро звезды остается и может образовывать разные объекты в зависимости от его массы. Если уцелевшее ядро звезды имеет массу около 3 масс Солнца, оно сожмется под действием гравитации и сформирует невероятно плотное ядро, состоящее из нейтронов, известное как Нейтронная звезда.
Рис. 3: Художественное изображение нейтронной звезды.
Если уцелевшее ядро больше трех масс Солнца, оно также сожмется под действием гравитации в очень маленькую точку бесконечной плотности, образуя черную дыру .
Гравитационное притяжение черной дыры настолько велико, что даже свет не может избежать его притяжения.
Рис. 4: Прогноз появления черной дыры с тороидальным кольцом ионизированного вещества.
Жизненный цикл звезд схема
Рис. 5: Блок-схема, показывающая жизненный цикл звезд. [Слева] Последовательность Солнце-звезды. [Справа] Последовательность массивных звезд.
Жизненный цикл звезды. Ключевые выводы
- Звезды имеют разные размеры, которые определяют ход их жизненного цикла.
- Звезды рождаются в туманности и умирают, когда у них заканчивается топливо для обеспечения ядерных реакций в ядре, достаточно сильных, чтобы уравновесить собственную гравитацию.
- Звезды с малой массой превращаются в красных гигантов, а звезды с большой массой превращаются в красных сверхгигантов.
- Красные гиганты со временем превращаются в черных карликов.
- Красные сверхгиганты в конечном итоге взрываются сверхновыми и становятся либо нейтронными звездами, либо черными дырами.
- Элементы от гелия до железа образуются в результате термоядерных реакций, происходящих в звездах.
- Элементы тяжелее железа образуются только в сверхновых.
Жизненный цикл звезды
Звезды ведут жизнь, которая проверяет человеческое воображение. Звездная жизнь может быть достаточно долгой, чтобы наблюдать, как вся естественная история Земли разыгрывается несколько раз. За это время звезда станет газовым облаком, массивным шаром огненной плазмы, раскаленной добела оболочкой самого себя и, возможно, даже черной дырой, поглощающей свет. Дети, исследующие космос, могут оказаться на орбите звезды на любом этапе ее жизни и удивиться, как это произошло.
В течение жизненного цикла звезды вокруг нее происходит бесчисленное количество невероятных вещей — дикое, хаотичное формирование планет, мягкое прохождение комет и эволюция планет и их спутников в течение их собственных жизненных циклов. Некоторые счастливые звезды, такие как Солнце, могут даже стать свидетелями развития разумной жизни, которая строит спутники и зонды для их исследования!
Стадии звездыКаждая звезда начинает жизнь, проходя через четыре стадии:
- Звездообразование в космическом питомнике, известном как туманность
- Детство протозвезды
- Воспламенение звезды главной последовательности
- Охлаждение и расширение красного гиганта
Туманности — огромные облака газа между звездами — принимают разные формы.
Некоторые представляют собой темные фигуры, которые заслоняют свет позади себя, как призрачные монстры. Другие светятся, потому что газ внутри них испускает свет, или свет звезд отражается или проходит через них. Образующиеся при взрыве умирающей звезды или когда вихревое движение галактики создает концентрацию межзвездных газов, они являются одними из самых захватывающих дух и знаменитых частей Вселенной.
В туманностях также рождаются звезды. На приведенном выше изображении туманности Ориона красные звезды в левом нижнем углу — это новорожденные звезды.
Звезды образуются внутри туманностей, потому что туманности содержат много водорода, из которого в основном состоят газовые звезды. Внутри туманностей гравитация сближает сгустки водорода. Поскольку гравитация любого объекта, включая водородный шар, растет по мере его увеличения, эти сгустки начинают притягивать все больше и больше газа. За долгие промежутки времени они притягивают к себе столько газа, что становятся круглыми и конденсируются в протозвезда .
Протозвезды представляют собой огромные сгустки газа и пыли, которые недостаточно горячие для того, чтобы в их ядре произошел синтез. Сначала протозвезда выглядит как облако, но по мере того, как гравитация стягивает ее все плотнее и плотнее, она нагревается и начинает светиться. В конце концов звезда достигает 15 миллионов градусов по Фаренгейту, настолько горячей, что атомы водорода в ее ядре начинают сливаться в гелий.
В центре этого изображения протозвезда в туманности Ориона нагревает облака газа, поглощая их.
Авторы и права: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/ Lee et al.Чем больше звезда, тем короче стадия протозвезды. Большие звезды могут быть протозвездами только около миллиона лет. Звезде среднего размера, такой как Солнце, может потребоваться 50 миллионов лет, чтобы начать синтез, а самым маленьким звездам требуется более 100 миллионов лет.
Главная последовательность Как только звезда начинает слияние, она становится намного более стабильной и вступает в главную последовательность своего жизненного цикла.
Невероятное количество энергии, которое он высвобождает, не дает гравитации стянуть его еще сильнее. Пока в ее ядре достаточно водорода для продолжения синтеза, звезда остается на главной последовательности.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает, как могут выглядеть разные звезды, оставаясь на этом этапе своей жизни.
Авторы и права: ESOКак долго звезда остается на главной последовательности, зависит от ее массы, но звезды обычно продолжают синтезировать водород в своем ядре в течение миллиардов лет. Этого времени достаточно, чтобы сформировались планеты и, по крайней мере, на Земле, чтобы возникла жизнь и эволюционировала из жидких бактерий в сложных животных, таких как динозавры и люди. Солнце находится прямо в середине своей главной последовательности. Ему четыре с половиной миллиарда лет, и, вероятно, он будет продолжать синтезировать водород в своем ядре еще пять миллиардов лет!
Красный гигант Когда у звезды заканчивается водород, ее жизнь резко меняется.
Реакция синтеза, удерживавшая его на главной последовательности миллиарды лет, заканчивается. Вместо этого звезда начинает превращать гелий в углерод, и эта ядерная реакция делает ее внешние слои настолько горячими, что они начинают превращать водород, который расширяет их. Звезда на стадии красного гиганта может быть в несколько сотен раз больше, чем на главной последовательности.
Красновато-оранжевые звезды на этом изображении звездного скопления NGC 3532 являются красными гигантами.
Кредит: ESO/G. BeccariПоскольку красные гиганты такие большие, они имеют гораздо большую площадь поверхности, чтобы излучать энергию от всего происходящего внутри них синтеза. Это делает их более прохладными в целом. Горячие звезды светятся сине-белым или белым светом, более холодные звезды светятся оранжевым или желтым, а самые холодные звезды красные, поэтому эти гиганты излучают красное свечение.
Как умирают звезды Хотя все звезды рождаются одинаково, то, как они умирают, зависит от их размера.
У большинства звезд заканчивается топливо, и они становятся белыми карликами, но некоторые из них производят мощные взрывы, настолько мощные, что их можно увидеть невооруженным глазом. Самые большие звезды превращаются в черные дыры — сферы материи настолько плотные, что даже свет не может избежать их гравитации.
У звезд, в полтора раза массивнее Солнца, в ядре звезды заканчивается гелий, и он превращается в углерод. Его внешние слои сдуваются в космос один за другим в течение примерно 10 000 лет и превращаются в планетарную туманность. То, что осталось от звезды, становится маленьким белым карликом в центре туманности. Белые карлики сначала очень горячие, но через миллиарды лет они остывают, пока не становятся черными карликами и больше не светятся.
На этом изображении планетарной туманности IC 5148 белый карлик, создавший туманность, настолько горячий, что кажется бело-голубым. В конце концов он остынет и станет белым.
Авторы и права: ESO Белые карлики трудно увидеть, но их много — по оценкам ученых, почти все звезды (94% и более) после смерти становятся белыми карликами.
Но если маленькие звезды умирают с шепотом, то большие умирают с треском. Во время стадии красного гиганта их становится 9.0196 сверхгигантов , одни из самых больших звезд на небе. Затем они взрываются сверхновой.
Сверхгиганты живут короткой яркой жизнью. Они могут светить в миллион раз ярче Солнца, но могут просуществовать только миллион лет. Их температуры настолько экстремальны, что внутри них происходят все виды синтеза — не только водорода в гелий и гелия в углерод, но и углерода во многие более тяжелые элементы. Синтез продолжается до тех пор, пока ядро сверхгиганта не станет железным.
Железо не выделяет энергию при плавлении, поэтому, когда ядро становится железным, тщательный баланс энергии и гравитации в звезде исчезает. Гравитация побеждает, и сверхгигант рушится менее чем за секунду. Этот катастрофический коллапс делает ядро звезды настолько горячим, что его атомы взрываются гигантским взрывом, называемым сверхновой.
Сверхновые звезды настолько сильны, что самые яркие в истории Земли, как говорят, освещают ландшафт, как луна.
Ослепительные рукава Крабовидной туманности — это остатки сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры. А. Лолл и др.; Т. Темим и др.; Ф. Сьюард и др.; ВЛА/НРАО/АУИ/НСФ; Чандра/CXC; Спитцер/Лаборатория реактивного движения-Калифорнийский технологический институт; XMM-Ньютон/ESA; и Hubble/STScI
Черные дыры и нейтронные звездыЕсли звезда достаточно массивна (как минимум в полтора раза массивнее Солнца), ее ядро может пережить взрыв сверхновой и стать чем-то совершенно другим: нейтронная звезда или черная дыра.
Нейтронные звезды очень, очень плотные. Они примерно такого же размера, как город — 12 миль или около того в поперечнике, — но они упаковывают материю на полмиллиона Земель в это пространство. Хотя это создает сильную гравитацию, радиация все же может ускользнуть от них. Астрономы могут видеть нейтронные звезды, когда они излучают рентгеновское излучение или сильное магнитное поле.