Cykl Życia Gwiazdy

Narracja Życia Gwiazdy

Wyświetl Aktywność

Słownictwo

Wyświetl Aktywność

Dyskusja Starter

Wyświetl Aktywność

Fuzja Wodoru

Wyświetl Aktywność

Cykl Życia Masywnej Gwiazdy

Wyświetl Aktywność

Arkusz Cyklu Życia

Wyświetl Aktywność

Cykl życia gwiazdy

Nasza gwiazda jest dość nieznaczna. Nie jest zbyt duży i jest tylko jedną z ogromnej ilości gwiazd we wszechświecie. Jest mniej więcej w połowie swojego życia, na etapie zwanym sekwencją główną. Za kilka miliardów lat nasze Słońce umrze, kończąc całe życie na Ziemi. Nasze Słońce zapewnia przyciąganie grawitacyjne, które utrzymuje planety i inne obiekty wokół niego i zapewnia źródło energii, które wspiera całe życie na Ziemi.

Długość życia gwiazdy zależy od jej masy. Jeśli gwiazda ma dużo materii, a zatem dużą masę, jej czas życia będzie krótszy. Może to wydawać się nieco sprzeczne z intuicją, ponieważ można by się zastanawiać, czy więcej paliwa jądrowego oznaczałoby, że gwiazda będzie w stanie świecić dłużej. Mniejsze gwiazdy są faktycznie bardziej wydajne dzięki posiadanemu paliwie; jednak większe gwiazdy zużywają paliwo jądrowe w znacznie szybszym tempie. Masa gwiazdy zależy od tego, ile materii było w chmurze, znanej jako mgławica, która stworzyła gwiazdę.

Wszystkie gwiazdy o masie podobnej do naszej Słońca mają podobny cykl życia. Zaczynają jako mgławica. Mgławica to chmura pyłu i gazu, która może mieć różną wielkość. Aby zrobić gwiazdę wielkości naszego Słońca, potrzebowałbyś mgławicy kilkaset razy większej od naszego Układu Słonecznego. Ta chmura, która zawiera elementy składowe gwiazdy, zapada się pod wpływem grawitacji. Gdy chmura kurczy się, jej temperatura wzrasta, ponieważ cząstki tworzące chmurę zderzają się ze sobą. Kiedy ta zapadnięta chmura osiągnie określoną temperaturę i ciśnienie, może nastąpić fuzja jądrowa. Na tym etapie kula gazu znana jest jako protogwiazda. Fuzja jądrowa to reakcja jądrowa, w której dwa lekkie jądra łączą się ze sobą, tworząc cięższe jądro i energię. To ta energia jest emitowana od początku. Ilość energii wytworzonej w tych reakcjach można obliczyć z E = mc ² . „E” to ilość energii, „m” to zmiana masy, a „c” to prędkość światła w metrach na sekundę.

Kiedy ciśnienie zewnętrzne z fuzji jądrowej jest zrównoważone siłą grawitacji ciągnącej gwiazdę razem, możemy opisać gwiazdę jako stabilną. Mówi się, że gwiazdy, które są stabilne jak nasze Słońce, znajdują się w głównym etapie cyklu życia gwiazdy. Nadchodzi moment, w którym gwiazda wyczerpuje swoje paliwo wodorowe, i wtedy zaczyna się koniec życia gwiazdy. Gwiazdy tracą paliwo po milionach lub miliardach lat, w zależności od ich wielkości. Kiedy gwiazda kończy się paliwem, reakcje jądrowe w jej rdzeniu nie mogą być kontynuowane. Oznacza to, że ciśnienie zewnętrzne maleje, umożliwiając zapadnięcie się siły rdzenia w rdzeniu. Zewnętrzne warstwy lekko się rozszerzają i chłodzą. To chłodzenie zmienia kolor gwiazdy na czerwony. Na tym etapie gwiazda znana jest jako czerwony olbrzym. Będzie to los naszej gwiazdy za kilka miliardów lat. Nasze Słońce pęcznieje i rozszerzy się do kilkuset razy większego niż pierwotny rozmiar. Kiedy to nastąpi, całe życie na Ziemi umrze.

Zewnętrzne warstwy gwiazdy dryfują, pozostawiając gorący, gęsty rdzeń. Mogą one wytwarzać bardzo piękne zjawiska znane jako mgławica planetarna. Gorący rdzeń mgławicy planetarnej znany jest jako biały karzeł. Biały karzeł jest martwą gwiazdą, która wciąż świeci z powodu ciepła resztkowego. Są bardzo gęste, z jedną łyżeczką białego karła o masie kilku ton. Z czasem ta martwa gwiazda ostygnie. Ta martwa gwiazda, która ostygła i nie emituje już światła, jest znana jako czarny karzeł.

Gwiazdy, które są znacznie większe niż nasza gwiazda, podążają w innym cyklu przez całe życie. Podczas gdy mniejsze gwiazdy, takie jak nasze Słońce, są formowane przez zapadającą się mgławicę, mgławice większych gwiazd zawierają znacznie więcej materii. Przechodzą również przez główny etap sekwencji, ale mają niebieski odcień ze względu na związane z nimi wyższe temperatury. Kiedy dochodzi do końca życia większych gwiazd, robią to w znacznie bardziej dramatyczny sposób. Masywne gwiazdy mogą mieć rdzenie, które są wystarczająco gorące i gęste, aby stworzyć środowisko, w którym fuzja jądrowa może wystąpić w przypadku dodatkowych elementów. Podobnie jak gwiazdy o podobnej masie do naszego Słońca, masywne gwiazdy również rosną, gdy zaczynają brakować paliwa jądrowego.

To kończy się dużą eksplozją znaną jako supernowa. Supernowe to jedne z najjaśniejszych obiektów na niebie. Uważa się, że pierwiastki cięższe od żelaza powstają w supernowej. Martwe gwiazdy są obecnie znane jako gwiazdy neutronowe i są niezwykle gęste. Jeśli gwiazda jest bardzo duża i ma wystarczającą masę, na końcu życia masywnej gwiazdy może powstać czarna dziura. Czarna dziura to obszar przestrzeni, w którym grawitacja jest tak silna, że nawet światło nie może uciec.