Transcript Еволюция на звездите - От атома до Космоса
“АСТРОНОМИЯТА Е ПОЛЕЗНА...ТЯ НИ ПОКАЗВА КОЛКО Е НИЩОЖЕН ЧОВЕК ТЕЛОМ И КОЛКО Е ВЕЛИК ДУХОМ, ПОНЕЖЕ УМЪТ МУ Е В СЪСТОЯНИЕ ДА ОБХВАНЕ ТЕЗИ СИЯЙНИ БЕЗДНИ, В КОИТО ТЯЛОТО МУ Е САМО ЕДНА ТЪМНА ТОЧКА, ПОНЕЖЕ МОЖЕМ ДА СЕ НАСЛАДИМ НА БЕЗМЪЛВНАТА ИМ ХАРМОНИЯ”.
ФРЕНСКИ ФИЗИК АНРИ ПОАНКАРЕ
Еволюция на звездите
Протозвезда
Ядрен стадий
Бели джуджета
Неутронни звезди
Черни дупки
Еволюция на звездите
Протозвезда
Звездите се образуват в
мъглявините
– огромните облаци от газ и прах, съдържащи най вече водород. Ако газовият облак е достатъчно масивен, той започва да се свива под влияние на гравитационните сили. Това свиване предизвиква повишаване на налягането и температурата в него.
Протозвезда може да се наблюдава в инфрачервената област излъчва светлина от видимия спектър.
от електромагнитния спектър, тъй като не Когато налягането и температурата се повишат достатъчно, започват ядрени реакции, които превръщат водорода в хелий.
1 1
H
1 1
H
1 2
H
0 1
e
1 2
H
1 1
H
2 3
He
2 3
He
2 3
He
2 4
He
1 1
H
1 1
H
Ядрен стадий
Налягането, което се създава при тези ядрени реакции, се балансира с гравитационните сили и свиването на обекта спира. Така се формира звезда.
Докато протичат ядрени реакции на превръщане на водорода в хелий, звездата се намира върху главната последователност на диаграмата «спектър - светимост».
• • Това е най- продължителният период от ядрения стадий на нейната еволюция. Причините са две: Водородът е най- енергийното ядрено гориво (при темроядрен синтез от 1 kg водород се отделя 10 пъти повече енергия, отколкото от 1 kg хелий).
Превръщането на водорода в хелий става сравнително бавно и водородното гориво се използва "пестеливо".
Времето, през което звездите остават върху главната последователност, т.е. времето, през което водородът е ядреното гориво, зависи от масата на звездите: 𝑡 = 10 10 𝑀 ⊙ 𝑀 3 години, Отношение на масата на звездата към масата на Слънцето, M/ M ☉ Време на пребиваване, години където M ☉ Слънцето, е масата на а М е масата на звездата.
15 9 5 3 1,5 1 1,0.10
7 2,2.10
7 6,8.10
7 2,3.10
8 1,9.10
9 8,2.10
9
След милиарди гравитационните години сили се водородът се изчерпва и налягането от ядрените реакции намалява. Балансът между налягането и нарушава и звездата започва да се свива отново.
Генерираната топлина от това свиване противодейства на силата на гравитацията и изхвърля външните слоеве на звездата.
Звездата се разширява много с сравнение с досегашните си размери – от няколко пъти до близо 100 пъти и се нарича
червен гигант
.
Слънцето ще изгори своя водород след около 5 млрд.години и ще се превърне в червен гигант, достигайки до орбитата на Марс.
След превръщането в червен гигант външните слоеве на звездата продължават да се разширяват. Ядрото се свива и хелиевите атоми образуват въглерод.
Тези реакции енергия и на звездата сливане освобождават получава временно отменяне на смъртната присъда.
За звезда от типа на Слънцето този период може да трае само няколко минути. Атомната структура на въглерода не позволява да бъде повече свивано ядрото и звездата започва да изхвърля външните си слоеве, формирайки
планетарна мъглявина
.
Cassiopeia NGC6543 9839w
N
NGC2346
M1
Бели джуджета
Ядрото пропада навътре в себе си до ниво, в което силата на отблъскване между електроните се уравновесява с гравитационната сила и се формира
бяло джудже
.
Това е изключително плътна (10 9 kg/m 3 ) звезда с големината на планета.
и гореща
Накрая, когато бялото джудже излъчи цялата си енергия навън, то спира да свети и умира като
кафяво джудже
мъртва звезда.
Това ще бъде и последният етап от живота на нашето Слънце.
За звезди с маса, до 40 пъти по-голяма от слънчевата, гравитационното свиване е много бързо и има продължителност от порядъка на няколко секунди. От рязкото свиване се получава загрява.
огромна ударна вълна, която изхвърля външните слоеве на звездата и ги Яркостта на звездата става изключително висока и е сравнима с яркостта на цяла галактика.
Това е
свърхнова
.
При последното гравитационно свиване на ядрото неутрони.
на свръхновата гравитацията доближава електроните и протоните толкова близо едни до други, че те се превръщат в
Неутронни звезди
Звездата се свива до тяло с диаметър няколко десетки километри и плътност 10 15 kg/m 3 , наречено
неутронна звезда
.
Масата на 1cm 3 равна на 10 9 е тона.
Черни дупки
Плътността се увеличава дотолкова, че скоростта За звезди с маса, над 100 пъти по-голяма от слънчевата, колапсът след избухването на свръхновата е още по-бърз, и свиването не може да спре неутроните, формирани в ядрото.
поглъща и обектът става невидим, поради което се нарича дори
черна
от налягането на
дупка
.