Жизненный Цикл Звезды

Жизнь Звездного Повествования

Просмотр Активности

Запас Слов

Просмотр Активности

Обсуждение Starter

Просмотр Активности

Слияние Водорода

Просмотр Активности

Жизненный Цикл Массивной Звезды

Просмотр Активности

Рабочий Лист Жизненного Цикла

Просмотр Активности

Жизненный цикл звезды

Наша звезда довольно незначительная. Он не очень большой, и это только одна из огромного количества звезд во вселенной. Это примерно на полпути в его жизни, в стадии, известной как главная последовательность. Через несколько миллиардов лет наше Солнце умрет, уничтожив всю жизнь на Земле. Наше Солнце обеспечивает гравитационное притяжение, которое удерживает планеты и другие объекты, вращающиеся вокруг него, и обеспечивает источник энергии, который поддерживает всю жизнь на Земле.

Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Если у звезды много материи и, следовательно, большая масса, ее время жизни будет короче. Это может показаться немного нелогичным, потому что можно задаться вопросом, будет ли больше ядерного топлива означать, что звезда сможет сиять дольше. Меньшие звезды фактически более эффективны с топливом, которое они имеют; однако более крупные звезды используют свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью. Масса звезды зависит от того, сколько вещества было в облаке, известном как туманность, которая создала звезду.

Звезды, масса которых равна массе нашего Солнца, имеют одинаковый жизненный цикл. Они начинаются как туманность. Туманность - это облако пыли и газа, размеры которого могут варьироваться. Чтобы сделать звезду размером с наше Солнце, вам нужна туманность, в несколько сотен раз превышающая размер нашей Солнечной системы. Это облако, которое содержит строительные блоки звезды, разрушается под действием силы тяжести. По мере того как облако сжимается в размерах, его температура увеличивается, так как частицы, составляющие облако, сталкиваются друг с другом. Когда это разрушенное облако достигает определенной температуры и давления, может произойти ядерный синтез. На этом этапе газовый шар известен как протозвезда. Ядерный синтез - это ядерная реакция, в которой два легких ядра соединяются вместе, образуя более тяжелое ядро и энергию. Именно эта энергия излучается с самого начала. Количество энергии, произведенной в этих реакциях, может быть вычислено из E = mc ² . «Е» - это количество энергии, «м» - это изменение массы, а «с» - скорость света в метрах в секунду.

Когда внешнее давление от ядерного синтеза уравновешивается гравитационной силой, притягивающей звезду вместе, мы можем описать звезду как стабильную. Говорят, что такие стабильные звезды, как наше Солнце, находятся на стадии главной последовательности жизни звезды. Наступает момент, когда у звезды заканчивается водородное топливо, и именно тогда начинается конец жизни звезды. Звезды исчерпывают свое топливо через миллионы или миллиарды лет, в зависимости от их размера. Когда у звезды кончается топливо, ядерные реакции в ее ядре не могут продолжаться. Это означает, что наружное давление уменьшается, что позволяет силе гравитации начать разрушаться в ядре. Внешние слои расширяются и слегка остывают. Это охлаждение меняет цвет звезды на красный. На этом этапе звезда известна как красный гигант. Это будет судьба нашей звезды через несколько миллиардов лет. Наше Солнце увеличится и увеличится в несколько сотен раз по сравнению с первоначальным размером. Когда это произойдет, вся жизнь на Земле умрет.

Внешние слои звезды затем дрейфуют, оставляя горячее, плотное ядро. Это может привести к очень красивому явлению, известному как планетарная туманность. Горячее ядро планетарной туманности известно как белый карлик. Белый карлик - это мертвая звезда, которая все еще светит из-за остаточного тепла. Они очень плотные, с одной чайной ложкой белого карлика, имеющей массу в несколько тонн. Со временем эта мертвая звезда станет прохладной и тусклой. Эта мертвая звезда, которая остыла и больше не излучает свет, известна как черный карлик.

Звезды, которые намного больше нашей звезды, следуют другому циклу на протяжении всей своей жизни. В то время как меньшие звезды, такие как наше Солнце, образованы коллапсирующей туманностью, более крупные звезды содержат гораздо больше материи. Они также проходят стадию основной последовательности, но имеют синий оттенок из-за более высоких температур, связанных с ними. Когда дело доходит до конца жизни более крупных звезд, они делают это гораздо более драматично. Массивные звезды могут иметь ядра, которые являются горячими и достаточно плотными, чтобы обеспечить среду, в которой может произойти ядерный синтез для дополнительных элементов. Подобно звездам с массой, подобной нашему Солнцу, массивные звезды также растут, когда у них заканчивается ядерное топливо.

Это заканчивается большим взрывом, известным как сверхновая. Сверхновые являются одними из самых ярких объектов на небе. Считается, что элементы, более тяжелые, чем железо, образуются в сверхновой. Мертвые звезды теперь известны как нейтронные звезды, и они очень плотные. Если звезда очень большая и имеет достаточно массы, то в конце жизни массивной звезды может образоваться черная дыра. Черная дыра - это область пространства, где гравитация настолько сильна, что даже свет не может вырваться.