Еволюция на звездите


Категория на документа: Други


Еволюция на звездите

С течение на времето звездите се променят - еволюират. В своята еволюция всяка звезда преминава през три основни стадия: протозвезда, ядрен стадий и краен стадий. Началният стадий на протозвезда включва времето преди да започнат ядрените реакции в недрата на младата звезда. През ядрения стадий звездата излъчва за сметка на отделената ядрена енергия и постепенно променя химичния си състав. Продължителността на всеки стадий и видът на крайния продукт, в който се превръща звездата след като изчерпи ядреното си гориво, зависят от нейната маса.

Звездите се раждат, еволюират, и накрая "умират". В процеса на еволюцията всяка звезда променя своите характеристики и затова променя и своето положение върху диаграмата "спектър-светимост".

1. Протозвезда

Звездите се раждат от огромни облаци разреден газ и прах, съдържащи предимно водород и хелий. Под действие на собствените си гравитационни сили на привличане облакът постепенно се свива. При свиването част от гравитационната му потенциална енергия се превръща във вътрешна енергия. Газът се нагрява и започва да свети. Образува се протозвезда, съставена от плътно ядро и газова обвивка с малка плътност. При по-нататъшното свиване масата, плътността и температурата на ядрото продължават да нарастват. Когато температурата в централната област на ядрото достигне 107 K, започват реакции на термоядрен синтез, при които водородът се превръща в хелий. Отделената при тези реакции енергия нагрява още повече ядрото и налягането нараства. Насочените навън сили на натиск, породени от налягането на горещия газ, уравновесяват гравитационните сили, които са насочени към центъра на ядрото, и свиването се прекратява. С това приключва началният стадий от еволюцията и протозвездата ствата звезда от главна последователност.

2. Ядрен стадий

Докато протичат ядрени реакции на превръщане на водорода в хелий, звездата се намира върху главната последователност на диаграмата спектър-светмост - това е най-продължителния период от нейната еволюция. Причините са:

- Водородът е най-енргийното гориво (от 1кг водород се отделя 10 пъти повече енергия, отколкото от 1кг хелий).

- Превръщането на водорода в хелий е бавно и това е причината, докато е в главната последователност да излъчва по-малко в сравнение със следващите периоди.

Времето, през което звездите остават върху главната последователност (т.е. когато водородът е ядрено гориво) зависи от масата на звездите. По-големите звезди имат по-висока светимост и отделят повече енергия (по-бързо изчерпват водорода си и напускат главната последователност). След изчерпване на водорода се образува ядро от хелий. Престава да се отделя повече енергия и започва свиване на ядрото, а ядрени реакции с участие на водород продължават само в тънка обвивка около звездното ядро от хелий. Обвивката се разширява, светимостта нараства, а ефективната температура намалява. В резултат, звездите с по-малка маса се трансформират в червени гиганти, а по-масивните - в свръхгиганти. За по-нататъшното еволюционно развитие определяща е масата. На даден етап от свиването на звездното ядро започват реакции на термоядрен синтез, при които хелият се превръща във въглерод.

В звезди със сравнително малка маса (М<8Мо, където Мо е масата на Слънцето), ядрените реакции се прекратяват с образуване на звездно ядро, съставено предимно от въглерод и известно количество кислород. С това завършва ядрения етап на тяхната еволюция. При по-масивните звезди започват термоядрени реакции, в които ядрено гориво вече е самия въглерод.
Отношение на масата на звездата към масата на Слънцето, M/M☼
Време на пребиваване (години)
15
9
5
3
1,5
1
1,0 . 107
2,2. 107
6,8. 107
2,3. 108
1,9. 109
8,2. 109


3. Краен стадий

Когато след изчерпване на ядреното гориво се преустановят всички възможни термоядрени реакции, звездата навлиза в крайния си стадий. Поради спиране на реакциите вътрешното налягане намалява и тя започва бързо да се свива под действие на гравитационните сили. Този процес се нарича гравитационен колапс. В зависимост от масата си звездата завършва своята еволюция като бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка. От масата на звездата зависи не само продължителността на еволюционните й стадии, но и крайният обект, в който тя се превръща.

Ако масата й М е сравнително малка (М < 1,4), в края на живота си звездата се превръща в бяло джудже. Белите джуджета имат много голяма плътност и малки размери. Те светят само за сметка на вътрешната си енергия, като бавно и постепенно изстиват, докато се превърнат в студени и мъртви черни джуджета. Такава ще бъде съдбата и на нашето Слънце. Сега то е в средата на еволюцията си като звезда от главната последователност. След около 5 млрд. години, "умирайки", ще се раздуе и ще се превърне в червен гигант, при което ще погълне всички планети до Марс включително. Накрая ще завърши живота си като бяло джудже.

Звездите с маса от 1,4 до 3 в края на еволюцията си се превръщат в неутронни звезди. Гравитационното свиване при тях е толкова силно, че протоните и електроните се свързват, преобразувайки се в неутрони. Затова тези звезди са изградени само от неутрони. Размерите на неутронните звезди не надвишават 10-20 km. Плътността им е гигантска и достига до 1011 kg/cm3. Установено е, че тези обекти имат силно магнитно поле. При бързото им околоосно въртене се излъчват мощни радиоимпулси, които периодично "осветяват" Земята. Затова неутронните звезди се наричат още пулсари.

Най-масивните звезди във Вселената (М>3) завършват еволюцията си с неудържим гравитационен колапс, при който се свиват до невероятно малки размери от порядъка на 3-5 km. Гравитационното им привличане е толкова силно, че дори светлината не може да ги напусне. Затова се наричат черни дупки. Черните дупки не могат да бъдат наблюдавани пряко, но е възможно да се забележи въздействието им върху близките до тях обекти. Те изсмукват от обектите вещество, което се ускорява до такава степен, че излъчва кванти с много висока енергия - рентгенови и γ-лъчи. Именно регистрирането на тези лъчения дава сведения за наличието на черни дупки.

Никол Велинова 10а клас №18




Сподели линка с приятел:





Яндекс.Метрика
Еволюция на звездите 9 out of 10 based on 2 ratings. 2 user reviews.