Цикл жизни звезды кратко. Жизненный цикл звезд

25 ближайших звезд mV - визуальная звездная величина; r - расстояние до звезды, пк; L - светимость (мощность излучения) звезды, выражена в единицах светимости Солнца (3,86–1026

Виды звезд В сравнении с другими звездами во Вселенной Солнце является звездой-карликом и относится к категории нормальных звезд, в недрах которых происходит превращение водорода в гелий. Так или иначе, но виды звезд примерно описывают жизненный цикл одной отдельно

"ЖИЗНЕННЫЙ МИР" (Lebenswelt) - одно из центральных понятий поздней феноменологии Гуссерля, сформулированное им в результате преодоления узкого горизонта строго феноменологического метода за счет обращения к проблемам мировых связей сознания. Такое включение "мировой"

Жизненный цикл вируса Каждый вирус проникает в клетку своим, только ему свойственным путем. Проникнув, он должен прежде всего снять верхнюю одежду, чтобы обнажить, хотя бы частично, свою нуклеиновую кислоту и начать ее копирование.Работа вируса хорошо организована.

Рождение звезд и целых Галактик происходит перманентно, равно как и их смерть. Исчезновение одной звезды компенсирует появление другой, посему нам кажется, что на небе постоянно одни и те же светила.

Своему рождению звезды обязаны процессу сжатия межзвездного облака, на которое влияет сильное падение давления газа. В зависимости от массы сжимающегося газа меняется количество рождающихся звезд: если она маленькая, то рождается одно светило, если большая, то возможно образование целого скопления.

Этапы возникновения звезды

Здесь нужно выделить два основных этапа – быстрое сжатие протозвезды и медленное. В первом случае отличительной чертой является гравитация: вещество протозвезды совершает практически свободное падение к ее центру. На этом этапе температура газа остается неизменной, его длительность составляет порядка 100 тысяч лет, и за это время размер протозвезды сокращается очень существенно.

И если на первом этапе избыток тепла постоянно уходил постоянно, то затем протозвезда становится более плотной. Отвод тепла происходит уже не такими высокими темпами, газ продолжает сжиматься и быстро нагреваться. Медленное сжатие протозвезды длиться еще дольше – более десяти миллионов лет. По достижению сверхвысокой температуры (более миллиона градусов) свое слово берут термоядерные реакции, ведущие к прекращению сжатия. После чего образуется новая звезда из протозвезды.

Жизненный цикл звезды

Звезды подобно живому организму: они рождаются, достигают своего пика развития, а затем умирают. Крупные перемены начинаются, когда в центральной части звезды заканчивается водород. Он начинает перегорать уже в оболочке, постепенно увеличивая ее размеры, и звезда может превратиться в красного гиганта или даже в сверхгиганта.

Все звезды имеют совершенно разный жизненный цикл, все зависит от массы. Те, что имеют большой вес, живут дольше и, в конце концов, взрываются. Наше солнце не относится к массивным звездам, посему небесные тела подобного типа ожидает другой конец: они постепенно угасают, превращаются плотную структуру, именуемую белым карликом.

Красный гигант

Израсходовавшие запас водорода звезды могут приобрести колоссальные размеры. Такие светила называют красным гигантом. Их отличительной чертой, помимо размера, является протяженная атмосфера и очень низкая температура поверхности. Исследования показали, что отнюдь не все звезды проходят такой этап развития. Красными гигантами становятся только те светила, имеющие солидную массу.

Наиболее яркие представители – Арктур и Антаре, видимые слоя которых имеют относительно невысокую температуру, а разряженная оболочка обладает солидной протяженностью. Внутри тел происходит процесс поджигания гелия, отличающийся отсутствием резких колебаний светимости.

Белый карлик

Небольшие по размеру и массе звезды превращаются в белого карлика. Их плотность чрезвычайно высока (примерно в миллион раз выше плотности воды), из-за чего вещество светила переходит в состояние, именуемое «вырожденным газом». Внутри белого карлика не наблюдается никаких термоядерных реакций, а свет ему дает только факт остывания. Размер звезды в таком состоянии крайне мал. Например, многие белые карлики имеют схожий Земле размер.

👁 2 820

Судьба гигантов

Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся или чёрная дыра, а вокруг них - материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе, однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.

Нейтронная звезда - это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается - примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны - отсюда название.

Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 10 12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 10 16 или даже 10 22 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать - невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.

Участь звёзд средних масштабов

Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды - их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.

Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика - более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца - но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее - за 10 14 - 10 15 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет - когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, - во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.

Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.

Для самых маленьких

О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды - такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных - по некоторым расчётам, до 10 12 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 10 14 - 10 15 лет до превращения в чёрный карлик.

Привет дорогие читатели! Хотелось бы поговорить о прекрасном ночном небе. Почему о ночном? Спросите Вы. Потому, что на нем ярко видны звезды, эти прекрасные светящиеся маленькие точки на черно-синем фоне нашего неба. Но на самом деле они не маленькие, а просто огромные, а из -за большого расстояния кажутся такими крохотными .

Кто-нибудь из Вас представлял себе как рождаются звезды, как проживают свою жизнь, какая она у них вообще? Я предлагаю Вам сейчас прочесть эту статью и по ходу представить эволюцию звезд. Я подготовила парочку видео для наглядного примера 😉

Небо усеяно множеством звезд, среди которых разбросаны огромные облака пыли и газов, водорода в основном. Звезды рождаются именно в таких туманностях, или межзвездных областях.

Звезда живет настолько долго (до десятков миллиардов лет), что астрономам не под силу проследить жизнь от начала и до конца, хотя бы одной из них. Но зато у них есть возможность наблюдать за разными стадиями развития звезд.

Ученные объединили полученные данные, и смогли проследить за этапами жизни типичных звезд: момент рождения звезды в межзвездном облаке, ее молодость, средний возраст, старость и иногда весьма эффектную смерть.

Рождение звезды.

Возникновение звезды начинается с уплотнения вещества внутри туманности. Постепенно, образовавшееся уплотнение, уменьшается в размерах, сжимаясь под воздействием гравитации. Во время этого сжатия, или коллапса , выделяется энергия, которая разогревает пыль и газ и вызывает их свечение.

Возникает так называемая протозвезда . Температура и плотность вещества в ее центре, или ядре максимальные. Когда температура достигает отметки около 10 000 000°С, в газе начинают протекать термоядерные реакции.

Ядра атомов водорода начиняют соединяться и превращаются в ядра атомов гелия. При таком синтезе выделяется огромное количество энергии. Эта энергия, в процессе конвекции, переносится в поверхностный слой, а потом, в виде света и тепла излучается в космос. Таким вот образом, протозвезда превращается в настоящую звезду.

Излучение, которое исходит из ядра, разогревает газовую среду, создавая давление, которое направленное вовне, и таким образом, препятствуя гравитационному коллапсу звезды.

Результатом является, то, что она обретает равновесие, то есть имеет постоянные размеры, постоянную поверхностную температуру и постоянное количество выделяемой энергии.

Астрономы звезду на этой стадии развития называют звездой главной последовательности , таким образом, указывая место, которое она занимает на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма выражает связь между температурой звезды и светимостью.

Протозвезды, имеющие небольшую массу, никогда не разогреваются до температур, которые необходимы для начала термоядерной реакции. Эти звезды, в результате сжатия, превращаются в тусклых красных карликов , или даже еще более тусклых коричневых карликов . Первая звезда коричневый карлик была открыта лишь 1987 году.

Гиганты и карлики.

Диаметр Солнца приблизительно равен 1 400 000 км, а температура его поверхности около 6 000°С, и оно излучает желтоватый свет. Оно на протяжении 5 млрд. лет входит в главную последовательность звезд.

Водородное «топливо» на такой звезде, приблизительно за 10 млрд. лет исчерпается, а в ее ядре останется, главным образом, гелий. Когда больше не остается чему «гореть», интенсивность излучения, направленного от ядра, уже не достаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра.

Но той энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы разогреть окружающее вещество. В этой оболочке начинается синтез ядер водорода, выделяется больше энергии.

Звезда начинает ярче светиться, но теперь уже красноватым светом, и одновременно она еще и расширяется, увеличиваясь в размере в десятки раз. Теперь такая звезда называются красным гигантом .

Ядро красного гиганта сжимается, а температура возрастает до 100 000 000°С и более. Здесь происходит реакция синтеза ядер гелия, превращая его в углерод. Благодаря той энергии, которая при этом выделяется, звезда еще светится каких-нибудь 100 млн. лет.

После того как заканчивается гелий и реакции затухают, вся звезда постепенно, под влиянием гравитации, сжимается почти до размеров . Энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы звезда (теперь уже белый карлик) продолжала еще некоторое время ярко светиться.

Степень сжатия вещества в белом карлике очень высока и, следовательно, у него очень большая плотность – вес одной столовой ложки может достигать тысячи тонн. Таким вот образом проходит эволюция звезд размером с наше Солнце.

Видео показывающее эволюцию нашего Солнца в белого карлика

Жизненный цикл у звезды, масса которой в пять раз превышает массу Солнца, значительно короче, и она несколько иначе эволюционирует. Такая звезда намного ярче, а температура ее поверхности 25 000°С и более, период пребывания в главной последовательности звезд всего лишь около 100 млн. лет.

Когда такая звезда входит в стадию красного гиганта , температура в ее ядре превышает 600 000 000°С. В нем происходят реакции синтеза ядер углерода, который превращается в более тяжелые элементы, включая железо.

Звезда, под действием выделяемой энергии, расширяется до размеров, которые в сотни раз превышают ее первоначальные размеры. Звезду на этой стадии называют сверхгигантом .

В ядре внезапно прекращается процесс производства энергии, и оно в течение считаных секунд сжимается. При всем этом выделяется огромное количество энергии и образуется катастрофическая ударная волна.

Эта энергия проходит через всю звезду и выбрасывает значительную ее часть силой взрыва в космическое пространство, вызывая явление, которое известно как вспышка сверхновой звезды .

Для лучшего представления всего написанного, рассмотрим на схеме цикл эволюции звезд

В феврале 1987 года подобная вспышка наблюдалась в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке. Эта сверхновая звезда в течение короткого времени светилась ярче целого триллиона Солнц.

Ядро сверхгиганта сжимается и образует небесное тело диаметром всего лишь 10-20 км, а плотность его настолько велика, что чайная ложка его вещества может весить 100 млн. тонн!!! Такое небесное тело состоит из нейтронов и называется нейтронной звездой .

Нейтронная звезда, которая только что образовалась, отличается большой скоростью вращения и очень сильным магнетизмом.

В результате создается мощное электромагнитное поле, которое испускает радиоволны и другие виды излучения. Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей.

Эти лучи, из-за вращения звезды вокруг своей оси, как бы сканируют космическое пространство. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы их воспринимаем как короткие вспышки, или импульсы (англ. Pulse). Поэтому такие звезды называются пульсарами .

Обнаружены пульсары были благодаря именно радиоволнам, которые они излучают. Сейчас стало известно, что многие из них излучают световые и рентгеновские импульсы.

Первый световой пульсар обнаружили в Крабовидной туманности. Его импульсы повторяются с периодичностью 30 раз в секунду.

Импульсы других пульсаров повторяются гораздо чаще: ПИР (пульсирующий источник радиоизлучения) 1937+21 вспыхивает 642 раза в секунду. Представить даже сложно такое!

Звезды, которые имеют наибольшую массу, превышающую в десятки раз массу Солнца, тоже вспыхивают, как сверхновые. Но из-за огромной массы, их коллапс имеет гораздо более катастрофический характер.

Разрушительное сжатие не прекращается даже на стадии образования нейтронной звезды, создавая область, в которой обычное вещество прекращает свое существование.

Остается только лишь одна гравитация, которая настолько сильная, что ничто, даже свет, не может избежать ее воздействия. Эта область называется черной дырой . Да уж, эволюция больших звезд страшная и очень опасная.

В этом видеоролике речь пойдет о том, как сверхновая превращается в пульсар и в черную дыру

Я не знаю как Вы, дорогие читатели, но лично я очень люблю и интересуюсь космосом и всем, что с ним связанно, это так загадочно и прекрасно, аж дух захватывает! Эволюция звезд нам много поведала о будущем нашей и всей .