La evolucija zvezd Podano je v milijonih let. To pomeni, da se rodijo, ko se na območju kozmosa zbere velika količina snovi. Material se stiska in segreva, dokler se ne začne jedrski upor, ki absorbira snov in jo pretvori v energijo. Male zvezde ga porabijo leno in zdržijo dlje kot velike.
Hipoteze o evolucija zvezd temeljijo na uspešnih dokazih tez o spektrih, povezanih s sevanjem. Raziskave kažejo, da veliko estrellas je mogoče katalogizirati v običajni seriji, v kateri so najbolj sijoči So najbolj vroče, najmanjše in najhladnejše. Poleg tega jih je mogoče analizirati v kontekstu zvezde kot različne vrste.
evolucija zvezd
Glede na zgoraj navedeno, evolucija zvezd je podana z vrsto stopenj, to bi bili:
Obstoj zvezde
Življenjska doba zvezde se začne kot ogromna masa hlapov ustrezno hladno. Krč plina dvigne temperaturo, dokler notranji del zvezde ne doseže 1.000.000 °C. V tem delu imajo atomske reakcije, katerih posledica je, da se osi vodikovih delcev prilagodijo osi devterija, da tvorijo žarišča helija. Ta upor odkupi ogromne količine energije in krč zvezde se ustavi. Nekaj časa se zdi, da je popravljeno.
Ko pa se emancipacija energije zapre, se krč znova začne in temperatura zvezde se ponovno dvigne. V določenem trenutku se začne upor med litijem, vodikom in druge lahke kovine, ki pomagajo v telesu zvezda. Spet se sprosti energija in ukrivljenost se ustavi.
Ko so litij in druge lahke surovine izpolnjene, se ukrivljenost obnovi in zvezda vstopi v končno fazo rafiniranja, v kateri se vodik pretvarja v helij pri zelo prodornih temperaturah zaradi katalitskega delovanja ogljika in dušika. tole termonuklearna sila je značilna za glavno serijo zvezd in traja, dokler ni izčrpan ves obstoječi vodik. V tem procesu je nastanek galaksij Prav tako lahko vpliva na življenjski cikel zvezd.
rdeči velikan
Zvezda postane rdeča velikanka in doseže svojo največjo dimenzijo, ko se ves njen osrednji vodik pretvori v helij. Če še naprej sveti, se temperatura fokus mora biti dovolj visok, da se helijeve osi stopijo. V tem času je možno, da zvezda postane veliko manjša in zato težja.
Ko uporabi vse izvedljive principe atomske energije, se spet zoži in katehizira v belega pritlikavka. To zadnjo epoho lahko zapečatijo pogosti izbruhi, kot so "nove". Ko zvezda odkupi svojo zunanjo prevleko izbruhne kot nova ali supernova, nebeškemu mediju povrne komponento, ki je bolj nabita od vodika, ki ga je povzel v svojem notranjem delu.
Prihodnji potomci zvezd ustvarjeni iz tega elementa bodo začeli svoje življenje z bogatejšo paleto težkih kompendijev kot prejšnje reprodukcije. The zvezde v kopicah ki so vzete iz njihovih zunanjih plasti nenevarne predstavitve, so pokristjanjene v astralne meglice, starodavne zvezde, obdane s plinskimi kroglami, ki se razpršijo na večkratni lestvici frekvenčnih razširitev.
Od zvezde do super masivne črne luknje
zvezde z a aglomeracija veliko izjemna kot na Soncu Tolerirajo bolj vrtoglav napredek, nekaj milijonov let od njihovega izvora do eksplozije zvezde supernove. Kasneje lahko postanejo črne luknje.
Preliminarna masa: progresivno stanje, ki se lahko zaključi
Hlapni ostanki supernove (označeni ostanki) razprostira se na širokem območju prostora, ki ustvarja neuničljiv širitveni oblak, ki se odmika z nekaj kilometri na sekundo in katerega tipologije so zelo specifične.
Hlapi, ki sprejmejo ostanek supernove, so zelo različni od hlapov v oblaku, ki je ustvaril zvezdo. Začetni oblak je bil skoraj izključno odstranjen s helijem, medtem ko se v ostanku nahaja velika raznolikost kemičnih kompendij, ostankov jedrske fuzije, ki se je zgodila v zvezdi, ki je izginila, in podobno drugi so nastali med izbruhom, ki izvira iz obdobja supernove. Ta pojav se proučuje v povezavi z starodavna astronomija ki želi razumeti te dogodke.
Pri detonaciji supernove pride do katastrofalnega kolapsa zvezde; Zaradi njihovega velikega števila silna gravitacijska sila pritiska na komponento z veliko večjo silo kot v povzetku, ki tvori belo pritlikavko. V teh kontekstih vsa masa običajne zvezde (kot v primeru našega sonca) je stisnjen v majhno kroglo s premerom le 15 km; Te mikroskopske zvezde so poimenovali nevtronske zvezde.
Po drugi strani pa je zadeva v teh stvareh do te mere stisnjena in njena kohezija dosega tako velike vrednosti, da Elektroni se združujejo s protoni in ustvarjajo nove nevtrone. Ta proces lahko opazimo tudi pri nastajanju novih.
Zaključki o razvoju zvezd
Glede na vsoto in enormno kompleksnost zvezd, ki so zabeležene, je mogoče imeti predstavitev njihove evolucije z opazovanjem zvezd v različnih obdobjih (ali fazah) njihove prisotnosti: od njihove izdelave do izginotja. V zvezi s tem je treba upoštevati, da je pozitivno, so bili pregledani izginejo estrellas (kot je bilo v primeru supernove iz leta 1987), pa tudi dokaz o nastanku novih.
Omenili smo že, da se pri osvetlitvi zvezd med drugim uporabljajo fizični ukrepi, kot sta temperatura ali gneča. Vendar je treba določiti še eno izmed pogostih metodologij v tem, kar je astronomija, ki je označena kot spektroskopija. Ta metoda je bistvena za razumevanje moderna astronomija in preučevanje zvezdne svetlobe.
Kemični elementi, ki dajejo evolucijo zvezd
Različne kemične komponente absorbirajo ali izražajo luminiscenco, odvisno od temperature, pri kateri se nahajajo; na ta način predstavljanje (ali odtujitev) določenih komponent v atmosferi zvezde, prikazuje temperaturo zvezde. To je mogoče nadalje preučiti v delih znani astronomi ki so prispevali na tem področju.
vroče zvezde
V najbolj vročih zvezdah drugače notranje plasti morajo imeti večjo gravitacijsko afiniteto kot najbolj zunanje obleke, in zato mora biti tlak pare večji, da se ohrani mera; Posledično je temperatura njegovega notranjega dela višja. Vključuje, da mora zvezda zelo hitro "požgati" vnetljiv material, kar ustvari ogromno energije. Ta sorta zvezd lahko uživa le omejeno življenje. V tem smislu je njegovo preučevanje mogoče povezati z zvezdni trenutki človeštva.
hladne zvezde
Hladne zvezde (običajno majhne in šibke v gravitaciji) proizvajajo le skromno količino energije; v nadaljevanju nastanejo fino sijoči. A) Da, te zvezde so lahko kot take le nekaj milijard let. Če jih primerjamo z najbolj vročimi zvezdami, lahko vidimo, kako možnost življenja v vesolju lahko odvisna od teh zvezdnih procesov.
Zdaj je temperatura in posledično količina mraza, ki jo izraža zvezda, odvisna od njene množice, tj. večja kot je njegova masa, višja je temperatura in z rezultatom večja je vsota lastnosti, ki jih razprši.
Po drugi strani pa dokler temperatura na njeni osi ne doseže vrednosti nekaj milijonov ravni, atomske metamorfoze ne bodo povzročene (vzorca za transformacijo vodika v helij) in posledično, dokler se to ne zgodi, bo količina energije, ki jo izražajo, zelo majhna.
Končno, ko je evolucija zvezd in življenje se začne, gorenje njegove notranjosti izhaja iz gravitacijskega značaja, z drugimi besedami, iz parnega oblaka, ki je vtisnjen vanjo.
