Zvaigžņu Dzīvescikls

Zvaigznes Stāstījuma Dzīve

Skatīt Darbību

Vārdnīca

Skatīt Darbību

Diskusiju Starteris

Skatīt Darbību

Ūdeņraža Saplūšana

Skatīt Darbību

Masveida Zvaigznes Dzīves Cikls

Skatīt Darbību

Dzīves Cikla Darba Lapa

Skatīt Darbību

Zvaigznes dzīves cikls

Mūsu zvaigzne ir diezgan nenozīmīga. Tas nav īpaši liels, un tas ir tikai viens no milzīgajiem Visuma zvaigžņu daudzumiem. Tas ir apmēram pusceļā ar savu dzīvi, tādā posmā, kas pazīstams kā galvenā secība. Dažu miljardu gadu laikā mūsu Saule mirs, izbeidzot visu dzīvību uz Zemes. Mūsu Saule nodrošina gravitācijas vilcienu, kas uztur planētas un citus objektus, kas orbitē ap to, un nodrošina enerģijas avotu, kas atbalsta visu dzīvību uz Zemes.

Zvaigznes dzīves ilgums ir atkarīgs no tā masas. Ja zvaigznei ir daudz matērijas un līdz ar to liela masa, tās kalpošanas laiks būs īsāks. Tas varētu šķist nedaudz intuitīvāks, jo varētu brīnīties, vai vairāk kodoldegvielas nozīmētu, ka zvaigzne varētu spīdēt ilgāku laiku. Mazākas zvaigznes faktiski ir efektīvākas ar to degvielu; tomēr lielākas zvaigznes izmanto savu kodoldegvielu daudz ātrāk. Zvaigznes masa ir atkarīga no tā, cik daudz vielas mākonī atradās zvaigzne, kas pazīstams kā miglājs un kas radīja zvaigzni.

Zvaigznēm, kuru masa ir līdzīga mūsu Saules masai, ir līdzīgs dzīves cikls. Viņi sākas kā miglājs. Miglājs ir putekļu un gāzu mākonis, kas var svārstīties. Lai zvaigzne būtu mūsu Saules izmēra, ir nepieciešams miglājs, kas ir simtiem reižu lielāks par mūsu Saules sistēmu. Šis mākonis, kurā ir zvaigznes zvaigzne, sabrūk gravitācijas dēļ. Mākonim sarūkot, tā temperatūra paaugstinās, jo mākoņa veidojošās daļiņas saduras savā starpā. Kad šis sabruktais mākonis sasniedz noteiktu temperatūru un spiedienu, var rasties kodolsintēze. Šajā posmā gāzes bumbu sauc par protostaru. Kodolsintēze ir kodolreakcija, kurā divi gaismas kodoli apvienojas, veidojot smagāku kodolu un enerģiju. Tieši šī enerģija tiek izstarota no paša sākuma. Šajās reakcijās saražotās enerģijas daudzumu var aprēķināt no E = mc ² . “E” ir enerģijas daudzums, “m” ir masas izmaiņas, un “c” ir gaismas ātrums metros sekundē.

Ja kodolsintēzes radītais ārējais spiediens tiek līdzsvarots ar gravitācijas spēku, kas savelk zvaigzni kopā, mēs zvaigzni varam raksturot kā stabilu. Tiek teikts, ka zvaigznes, kas ir stabilas kā mūsu saule, atrodas galvenajā zvaigznes dzīves cikla secībā. Pienāk brīdis, kad zvaigznei beidzas ūdeņraža degviela, un tieši tad sākas zvaigznes dzīves beigas. Zvaigznes beidzas no degvielas pēc miljoniem vai miljardiem gadu, atkarībā no to lieluma. Kad zvaigzne beidzas no degvielas, kodolreakcijas tās kodolā nevar turpināties. Tas nozīmē, ka ārējais spiediens samazinās, ļaujot gravitācijas spēkam sākt sabrukt kodolā. Ārējie slāņi nedaudz paplašinās un atdzesē. Šī dzesēšana maina zvaigžņu krāsu uz sarkanu krāsu. Šajā posmā zvaigzne ir pazīstama kā sarkans gigants. Tas būs mūsu zvaigznes liktenis dažu miljardu gadu laikā. Mūsu Saule uzbriest un paplašināsies līdz dažiem simtiem reižu, salīdzinot ar sākotnējo izmēru. Kad tas notiks, visa Zemes dzīve mirs.

Zvaigznes ārējie slāņi pēc tam izslīd, atstājot karstu, blīvu kodolu. Tie var radīt ļoti skaistas parādības, kas pazīstamas kā planētu miglājs. Planētas miglas karstais kodols ir pazīstams kā balts punduris. Balts punduris ir miris zvaigzne, kas vēl joprojām spīd sakarā ar atlikušo siltumu. Tie ir ļoti blīvi, ar vienu tējkaroti baltā pundura, kura masa ir vairākas tonnas. Laika gaitā šī miris zvaigzne atdziest un blāvi. Šī mirušā zvaigzne, kas ir atdzisis un vairs neizdala gaismu, ir pazīstama kā melna punduris.

Zvaigznes, kas ir daudz lielākas nekā mūsu zvaigzne, visā dzīves laikā seko citam ciklam. Lai gan mazākas zvaigznes, piemēram, mūsu Saule, veidojas sabrūkams miglājs, lielākās zvaigznes miglās satur daudz vairāk. Viņi arī iet cauri galvenajai secībai, bet tiem ir zils nokrāsojums augstāko temperatūru dēļ. Kad runa ir par lielāko zvaigznes dzīvi, viņi to dara daudz dramatiskākā veidā. Masīvām zvaigznēm var būt pietiekami karsti un biezi serdeņi, lai nodrošinātu vidi, kurā var rasties kodolsintēze papildu elementiem. Tāpat kā līdzīgas masas zvaigznes mūsu Saulei, arī masveida zvaigznes pieaug, kad sākas kodoldegviela.

Tas beidzas ar lielu sprādzienu, kas pazīstams kā supernova. Supernova ir daži no spilgtākajiem objektiem debesīs. Tiek uzskatīts, ka elementi, kas ir smagāki par dzelzi, veidojas supernovā. Mirušās zvaigznes tagad ir pazīstamas kā neitronu zvaigznes, un tās ir ļoti blīvas. Ja zvaigzne ir ļoti liela un tai ir pietiekama masa, tad masveida zvaigznes dzīves beigās var veidoties melns caurums. Melnais caurums ir telpas telpa, kurā smagums ir tik spēcīgs, ka pat gaisma nevar izkļūt.