Животът на Звезда

Животът на Звезда Наратив

Преглед на Дейността

Лексика

Преглед на Дейността

Начало на Дискусията

Преглед на Дейността

Сливане на Водород

Преглед на Дейността

Жизнен Цикъл на Масивна Звезда

Преглед на Дейността

Работен Лист за Жизнения Цикъл

Преглед на Дейността

Жизнен цикъл на една звезда

Нашата звезда е доста незначителна. Тя не е много голяма и тя е само една от огромното количество звезди във Вселената. Това е около средата на живота си, в етап, известен като основна последователност. След няколко милиарда години нашето Слънце ще умре, завършвайки целия живот на Земята. Нашето Слънце осигурява гравитационното дърпане, което поддържа планетите и другите предмети, обикалящи около него и осигурява източник на енергия, който поддържа целия живот на Земята.

Дължината на живота на една звезда зависи от нейната маса. Ако звездата има много материя и следователно висока маса, нейният живот ще бъде по-кратък. Това може да изглежда малко контра-интуитивно, защото може да се чуди дали повече ядрено гориво означава, че звездата ще може да свети за по-дълго време. По-малките звезди всъщност са по-ефективни с горивото, което имат; обаче по-големите звезди използват своето ядрено гориво с много по-бързи темпове. Масата на звездата зависи от това колко материя има в облака, известна като мъглявина, която е създала звездата.

Звезди с подобна маса на тази на нашето Слънце имат подобен жизнен цикъл. Те започват като мъглявина. Мъглявината е облак от прах и газ, който може да варира по размер. За да направите звезда с размера на нашето Слънце, ще ви е необходима мъглявина, която е няколко стотин пъти по-голяма от нашата слънчева система. Този облак, който съдържа градивни елементи на звездата, се разпада поради гравитацията. Тъй като облакът се свива по размер, неговата температура се увеличава, тъй като частиците, които образуват облака, се сблъскват един с друг. Когато този свит облак достигне определена температура и налягане, може да възникне ядрен синтез. На този етап топката газ е известна като протозвезда. Ядрената реакция е ядрена реакция, при която две леки ядра се комбинират заедно, образувайки по-тежко ядро и енергия. Именно тази енергия се излъчва от самото начало. Количеството енергия, произведена в тези реакции могат да бъдат изчислени от E = MC ^2. “E” е количеството енергия, “m” е промяната в масата, а “c” е скоростта на светлината в метри в секунда.

Когато външният натиск от ядрения синтез е балансиран с гравитационната сила, която дърпа звездата заедно, можем да опишем звездата като стабилна. Звезди, които са стабилни като нашето Слънце, се казва, че са в основния етап от живота на звездата. Идва точка, в която звездата изчерпва водородното си гориво, и тогава започва края на живота на звездата. Звездите изчерпват горивото си след милиони или милиарди години, в зависимост от техния размер. Когато звездата изчерпи горивото си, ядрените реакции в ядрото не могат да продължат. Това означава, че налягането навън намалява, позволявайки на силата, дължаща се на гравитацията, да започне колапс в ядрото. Външните слоеве се разширяват и охлаждат леко. Това охлаждане променя цвета на звездата на червен. На този етап звездата е известна като червен гигант. Това ще бъде съдбата на нашата звезда за няколко милиарда години. Нашето Слънце ще се надуе и ще се разшири до няколкостотин пъти по-голямо от първоначалния му размер. Когато това се случи, целият живот на Земята ще умре.

След това външните слоеве на звездата се отклоняват, оставяйки горещо, плътно ядро. Те могат да произведат много красиви явления, известни като планетарна мъглявина. Горещото ядро на планетарната мъглявина е известно като бяло джудже. Бяло джудже е мъртва звезда, която все още свети поради остатъчната топлина. Те са много плътни, с една чаена лъжичка бяло джудже с маса от няколко тона. С течение на времето, тази мъртва звезда ще се охлади и потъмнее. Тази мъртва звезда, която се е охладила и вече не излъчва светлина, е известна като черно джудже.

Звезди, които са много по-големи от нашата звезда, следват различен цикъл през целия си живот. Докато по-малките звезди, като нашето Слънце, се образуват от срутваща се мъглявина, мъглявините на по-големите звезди съдържат много повече материя. Те също преминават през етап на основна последователност, но имат син оттенък поради по-високите температури, свързани с тях. Когато става въпрос за края на живота на по-големите звезди, те го правят по много по-драматичен начин. Масивните звезди могат да имат ядра, които са достатъчно горещи и плътни, за да осигурят среда, в която може да възникне ядрен синтез за допълнителни елементи. Подобно на звездите с подобна маса на нашето Слънце, масивните звезди също растат, когато започнат да изчерпват ядреното си гориво.

Това завършва с голяма експлозия, известна като свръхнова. Суперновите са едни от най-ярките обекти в небето. Счита се, че елементи, по-тежки от желязото, се образуват в свръхнова. Мъртвите звезди сега са известни като неутронни звезди и са изключително плътни. Ако една звезда е много голяма и има достатъчно маса, тогава може да се образува черна дупка в края на живота на масивната звезда. Черната дупка е пространство на пространството, където гравитацията е толкова силна, че дори светлината не може да избяга.