• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Ewolucja gwiazd



    Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5]
    Przeczytaj także...
    Zapadanie grawitacyjne (kolaps) – zjawisko kurczenia się skupisk materii pod wpływem siły grawitacji. Jeden z najbardziej powszechnych procesów zachodzących we Wszechświecie w najróżniejszych skalach przestrzennych i czasowych, począwszy od formowania się gromad galaktyk, galaktyk, a skończywszy na narodzinach, ewolucji i śmierci gwiazd. Zapadanie obłoków gazu zachodzi, gdy nie jest możliwe zachowanie równowagi hydrostatycznej, tzn. kiedy ciśnienie całkowite gazu nie jest w stanie zrównoważyć oddziaływań grawitacyjnych. Stan taki osiągany jest przez dowolne skupisko materii, które przekroczy masę krytyczną, zwaną masą Jeansa.Gaz – stan skupienia materii, w którym ciało fizyczne łatwo zmienia kształt i zajmuje całą dostępną mu przestrzeń. Właściwości te wynikają z własności cząsteczek, które w fazie gazowej mają pełną swobodę ruchu. Wszystkie one cały czas przemieszczają się w przestrzeni zajmowanej przez gaz i nigdy nie zatrzymują się w jednym miejscu. Między cząsteczkami nie występują żadne oddziaływania dalekozasięgowe, a jeśli, to bardzo słabe. Jedyny sposób, w jaki cząsteczki na siebie oddziałują, to zderzenia. Oprócz tego, jeśli gaz jest zamknięty w naczyniu, to jego cząsteczki stale zderzają się ze ściankami tego naczynia, wywierając na nie określone i stałe ciśnienie.
    Obszar gwiazdotwórczy LH 95 w Wielkim Obłoku Magellana.

    Ewolucja gwiazdy – sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas całego swojego życia, w sumie zwykle w ciągu milionów, miliardów lub bilionów lat, emitując przy tym promieniowanie.

    Zmiany ewolucyjne gwiazd, poza nielicznymi wyjątkami, nie są obserwowane bezpośrednio, gdyż większość z nich odbywa się bardzo wolno. Astronomowie obserwują wiele gwiazd i efekty zjawisk zachodzących w gwiazdach, na różnym etapie ich życia, tworzą modele ewolucji gwiazd, których przewidywania porównują z obserwacjami, weryfikując w ten sposób modele.

    Wielki Obłok Magellana – największa galaktyka satelitarna położona w pobliżu Drogi Mlecznej. Jest ona generalnie nieregularna, ale posiada elementy struktury spiralnej. Jest również jedną z najbliższych galaktyk, leży w odległości ok. 50 kiloparseków; bliżej położone są niektóre galaktyki karłowate, takie jak SagDEG i Karzeł Wielkiego Psa.Galaktyka (z gr. γαλα – mleko) – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka zawiera od 10do 10 gwiazd orbitujących wokół wspólnego środka masy.

    Spis treści

  • 1 Narodziny gwiazdy
  • 2 Fizyczne podstawy ewolucji gwiazd
  • 3 Okres dojrzały
  • 4 Starość gwiazd
  • 4.1 Ewolucja supermasywnych gwiazd
  • 5 Gwiazdy zwarte – śmierć gwiazd
  • 5.1 Białe karły
  • 5.2 Gwiazda neutronowa
  • 5.3 Czarna dziura
  • 6 Zmiana ścieżki ewolucji
  • 7 Zobacz też
  • 8 Uwagi
  • 9 Przypisy
  • 10 Linki zewnętrzne
  • Gaz doskonały – zwany gazem idealnym jest to abstrakcyjny, matematyczny model gazu, spełniający następujące warunki:Grawitacja (ciążenie powszechne) – jedno z czterech oddziaływań podstawowych, będące zjawiskiem naturalnym polegającym na tym, że wszystkie obiekty posiadające masę oddziałują na siebie wzajemnie przyciągając się.

    Narodziny gwiazdy[]

    Gwiazda powstaje z obłoku międzygwiazdowego składającego się z pyłu i gazu. Przestrzeń międzygwiazdowa wewnątrz galaktyki składa się z wodoru w postaci atomowej, jedną czwartą masy stanowi hel, a pozostałe atomy i pył stanowią mniej niż 1% masy. W obszarach zagęszczenia następuje łączenie się atomów wodoru w molekuły H2, w wyniku czego powstaje obłok molekularny (ang. Giant Molecular Cloud – GMC). Typowa gęstość obłoku molekularnego to kilka milionów cząstek w cm³. Masa GMC wynosi od 100 000 do 10 000 000 mas Słońca, a rozmiary obłoku są rzędu od 50 do 300 lat świetlnych.

    Gwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.
    NGC 604, obszar tworzenia się gwiazd w galaktyce Triangulum – Trójkąta.

    Obłoki pyłowo-gazowe wypełniające galaktyki mogą zagęszczać się w wyniku lokalnej fluktuacji gęstości, ale częściej dochodzi do zagęszczenia w wyniku „zderzenia” dwóch obłoków. Inicjatorem zagęszczania się materii obłoku może być silne promieniowanie elektromagnetyczne będące wynikiem wybuchu innej gwiazdy, powoduje ono ruch cząsteczek obłoku od jednej strony, tworząc linowy wzrost zagęszczenia. Stopniowo obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji, zapadaniu przeciwdziała ciśnienie obłoku, wywołane temperaturą gazu.

    Gwiazda dziwna (gwiazda kwarkowa) – hipotetyczny typ gwiazdy zbudowanej z materii dziwnej. Istnienie takiej ultragęstej materii jest spekulowane wewnątrz bardzo masywnych gwiazd neutronowych. Modele teoretyczne sugerują, że gdy materia jądrowa w gwieździe (neutrinium – materia jądrowa w równowadze ze względu na słaby rozpad β) znajduje się pod wpływem dostatecznie dużego ciśnienia pochodzącego od grawitacji gwiazdy, zachodzi w niej proces dezintegracji nukleonów do materii kwarkowej. Gwiazda kwarkowa jest układem zawierającym plazmę kwarkową w równowadze ze względu na rozpad β (podobnie jak rozpad neutronów w gwieździe neutronowej), w skład której wchodzą kwarki (u, d, s) i gluony. Obecność gluonów opisuje stała B (nazywana stałą worka) oraz zmiana masy kwarków (masa efektywna). W chromodynamice (QCD) kwarki zyskują w plazmie kwarkowo-gluonowej znaczne masy (mu*=md* ~ 330 MeV/c², ms* ~ 450 MeV/c² (masy konstytuentne)). Swobodne kwarki gdy są ekstremalnie blisko siebie (swoboda asymptotyczna) posiadają niewielkie masy (mu*=md* ~ 7 MeV/c², ms* ~ 150 MeV/c² (masy bieżące)).Granica Chandrasekhara (od nazwiska indyjskiego astrofizyka Subramanyana Chandrasekhara) – maksymalna masa białego karła równa około 3·10 kg, czyli 1,44 masy Słońca

    Zapadający się obłok fragmentuje się na mniejsze obłoki. Obłoki o masie około 50 mas Słońca mogą tworzyć pojedynczą gwiazdę. W tych obłokach gaz się rozgrzewa kosztem energii potencjalnej, a obłok staje się sferyczną obracającą się protogwiazdą.

    W początkowym stadium protogwiazda jest ukryta wewnątrz gęstego obłoku gazu i pyłu. Czasami widać sylwetkę takiego kokonu na tle silnie emitującego gazu (mgławice Boka).

    W wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość i temperatura. Jeżeli jest wystarczająco masywny, po odpowiednim wzroście temperatury (do około 15 mln K) w jego wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej, i rodzi się nowa gwiazda.

    Błękitny karzeł – hipotetyczna gwiazda powstała z czerwonego karła, kiedy ten wyczerpie większość zapasów paliwa wodorowego.Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej 1, niemetal z bloku s układu okresowego. Jego izotop, prot, jest najprostszym możliwym atomem, zbudowanym z jednego protonu i jednego elektronu.

    Masa niektórych protogwiazd jest zbyt mała, by mogły rozpocząć reakcje syntezy jądrowej (m < 0,075 masy Słońca). Taka protogwiazda nazywana brązowym karłem (ścieżka 1) umiera wolno, ochładzając się (wypromieniowując energię) w ciągu setek milionów lat.

    Absolutna wielkość gwiazdowa – obserwowana wielkość gwiazdowa (a zatem wyrażona w magnitudo), jaką miałby obiekt oglądany z pewnej ustalonej odległości, przy braku pochłaniania światła w przestrzeni międzygwiezdnej. W przypadku obiektów poza Układem Słonecznym przyjęto jako odległość odniesienia 10 parseków.NGC 604 – wielki obszar H II w Galaktyce Trójkąta (Messier 33) znajdującej się w gwiazdozbiorze Trójkąta. Odkrył go William Herschel 11 września 1784 roku.


    Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5]



    w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Warto wiedzieć że... beta

    Hel (He, łac. helium) – pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej 2, z grupy helowców (gazów szlachetnych) w układzie okresowym. Jest po wodorze drugim najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem chemicznym we wszechświecie, jednak na Ziemi występuje wyłącznie w śladowych ilościach (4×10% w górnych warstwach atmosfery).
    Temperatura – jedna z podstawowych wielkości fizycznych (parametrów stanu) w termodynamice. Temperatura jest związana ze średnią energią kinetyczną ruchu i drgań wszystkich cząsteczek tworzących dany układ i jest miarą tej energii.
    Kelwin – jednostka temperatury w układzie SI równa 1/273,16 temperatury termodynamicznej punktu potrójnego wody, oznaczana K. Definicja ta odnosi się do wody o następującym składzie izotopowym: 0,00015576 mola H na jeden mol H, 0,0003799 mola O na jeden mol O i 0,0020052 mola O na jeden mol O.
    Masa Słońca M ⊙ {displaystyle M_{odot }} – pozaukładowa jednostka używana w astronomii do określania mas obiektów astronomicznych (gwiazd, gromad, galaktyk itp.).
    Hiperolbrzymy – najjaśniejsze i największe gwiazdy mające klasę jasności 0. Są niezwykle rzadkie, najbliższy nam hiperolbrzym to VV Cephei odległy od Ziemi o około 3000 lat świetlnych. Hiperolbrzymy są nawet 100 razy masywniejsze od Słońca i tysiące razy jaśniejsze od niego. Średnice niektórych hiperolbrzymów są porównywalne ze średnicą orbity Saturna. Gwiazdy te żyją bardzo krótko, około miliona lat.
    Biały karzeł – niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 M☉) nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4 mas Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe. Pozostałością gwiazd o masach w zakresie 4-8 mas Słońca (na ciągu głównym) są białe karły z domieszką tlenu, neonu i magnezu.
    Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w Drodze Mlecznej znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

    Reklama