Hvordan utviklingen av stjerner

Som med alle kropp i naturen, stjernene heller ikke kan forbli uendret. De er født, utvikle, og til slutt "dø". stjerner, tar evolusjonen milliarder av år, men på debattene er om tidspunktet for deres dannelse. Tidligere astronomene trodde at prosessen med deres "fødsel" av stjernestøv krever millioner av år, men ikke så lenge siden, ble innen fotografering himmelen fra Great Oriontåken oppnådd. I løpet av få år har det oppstått en liten stjernehopen.

Bildene i 1947 i stedet en liten gruppe av stjernelignende gjenstander har blitt fikset. Av 1954, har noen av dem allerede blitt forlenget, og etter fem år, disse objektene kollapset i separat. Så den første gang prosessen med stjerne fødsel fant sted rett foran astronomene.

La oss analysere i detalj hvordan strukturen og utviklingen av stjerner, hvordan du skal begynne og slutten av den uendelige, ved menneskelige standarder, livet.

Tradisjonelt, har forskere antydet at stjerner er dannet ved kondensasjon av skyer av gass- og støv miljøer. Under påvirkning av tyngdekraften fra den resulterende gass-skyen dannet ugjennomsiktig ball, tett struktur. Dens indre trykk kan ikke balansere dens gravitasjons trykkrefter. Gradvis ball er komprimert slik at stjernegrunns temperaturen stiger og varmgasstrykket inne i ballongen balansere den ytre kraft. Etter dette stopper kompresjonen. Varigheten av denne prosessen avhenger av massen av stjernen og er vanligvis fra to til flere hundre millioner år.

Stjerne struktur innebærer ekstremt høy temperatur i deres indre, noe som bidrar til uforstyrret termonukleære prosesser (hydrogen som sine former blir til helium). Disse prosessene er ansvarlig for intens stråling fra stjerner. Den tid i hvilken de bruke den tilgjengelige tilførsel av hydrogen er bestemt av deres masse. Fra samme det avhenger av varigheten av strålingen.

Når hydrogen reservene er oppbrukt, utviklingen av stjerner kommer til det stadiet av dannelsen av røde kjemper. Dette skjer som følger. Etter opphør av den energi tyngdekraften begynner å komprimere kjernen. I dette tilfelle øker den stjerne i størrelse betraktelig. Luminans øker også fordi prosessen av fusjonsreaksjoner fortsettes, men i et tynt lag ved grensen av kjernen.

Denne prosess er ledsaget av en økning i temperaturen av den helium-sammenpressede kjerne og omdannelse av heliumkjerner for karbonkjerne.

Ifølge prognoser, kan vår sol slå inn i en rød kjempe åtte milliarder år. Dens radius dermed vil øke dusinvis av ganger, og lysstyrken vil øke med hundrevis av ganger sammenlignet med dagens nivå.

Varigheten av livet til en stjerne, som allerede nevnt, avhengig av sin masse. Objekter med en masse som er mindre enn solen, svært økonomisk "bruke" sine lagre av kjernebrensel, slik at de kan skinne titalls milliarder av år.

Utviklingen av stjerner ender med dannelsen av hvite dverger. Dette skjer for de av dem, hvis masse er nær solens masse, d.v.s. ikke overstiger 1,2 på den.

Kjempestjerner er vanligvis raskt tømme sin tilførsel av kjernebrensel. Dette er ledsaget av et betydelig vekttap, særlig på grunn av tilbakestillingen av de ytre skall. Som et resultat, er det bare gradvis avkjøler det sentrale parti, karakterisert ved kjernereaksjonen stoppet helt. Over tid vil disse stjernene slutter å lys og bli usynlig.

Men noen ganger den normale utviklingen og strukturen stjerner forstyrret. Ofte dreier det seg om massive objekter som har brukt opp alle typer kjernefysisk brensel. Deretter kan de bli transformert inn i nøytron, supernovae og svarte hull. Jo flere forskere lære om disse stedene, oppstår flere nye spørsmål.