Astronet - звезди

абстрактни резюмета
(Написано I.R.Miklashevskim)

Теорията на раждането на звезди, създадени от дънки в началото на XX век. Gravity има тенденция за свиване на газ облак, налягане - да се разширява. В резултат на това тя се разпада, ако неговата маса е по-голяма от най-важните дънки. Въртенето на натиск ускорено, в резултат на фрагментацията.

Supernova като метла елени газ в купчина (и създава кухина).

Стабилно сферично симетричен газ облак постоянна температура има плътност, която зависи от разстоянието до центъра (тя е равна на $ \ Frac $). Като се равнява на силата на налягане на гравитационната сила, ние получаваме: $ Gm (R) \ ро (R) / R ^ 2 = DP / р $, където $ р $ налягане равна на произведението на плътност и температурен коефициент в зависимост само от състава на газа. Поставянето равно на 1, ние получаваме нелинейна обикновено диференциално уравнение на втория ред на $ т (R) $: $ г ^ 2 г ^ 2 m / р ^ 2 = (m / T + 2г) дм / р $. По време на компресия облак гравитационната сила ще увеличи обратно пропорционално на квадрата на линейните размери, налягането (и градиент - Archimedean сила) - е обратно пропорционална на куба на линейните размери в случай на изотермични компресия и пета степен в случай на адиабатно компресия. Но силата на налягане е налягането, умножена по площ и площта ще бъде намалена пропорционално на квадрата на линейните размери. В резултат на това налягането на компресия нараства по-бавно от тежестта в случай на изотермични и бързо - за адиабатно. Докато голям облак от прозрачен сгъстяване е изотермична, така че равновесието е нестабилна. По време на прозрачност компресия се губи и се спря и облакът се нагрява.

На сцената на гравитационно свиване протозвезда блести много пъти по-ярка, отколкото ще блесне в резултат на термоядрени реакции. Но най-големите звезди на този етап са заобиколени от непрозрачен облак, те стават видими само, когато отиват на главната последователност.

Звездите имат маса от няколко стотни до няколко десетки слънчева или слънчева сто. Star запали толкова по-бързо, по-голямата му тегло: продължителността на живота на нашето Слънце около 10 милиарда години и най-големите звезди са на възраст милиони години; червени джуджета живеят достатъчно дълго, че Вселената е много по-малка от продължителността на живота им, така че всички съществуващи червените джуджета са много млади.

В ранните етапи на звездите са блестящи поради гравитационната енергия на компресия, след това в техните дълбочини започва термоядрен синтез реакция на хелий от водород, компресия престане; На този етап, звездата е бо "по-голяма част от живота си само най-малките звезди (кафяви джуджета) не достигат този момент: температурата в дълбините им никога не достига стойност достатъчна за синтеза на хелий от водород, докато синтеза на хелий от деутерий, но. деутерий малко, и той бързо избледняват Червените джуджета, когато основната водородът е изчерпан, постепенно ще изляза, да се превърне в черно джудже. това е вероятно да се осъществи гравитационното компресия сценични звезди масата на нашето Слънце за това, кога vodoro. г в края на ядрото ще свети поради синтез на хелий от водород в слоевете-близо до повърхността, където те надуе и да стане червено гигантски блясък му нарастване след хелий ядро ​​се свива и се нагрява толкова много, че тя започва реакция въглероден синтез и. кислород от хелий, след хелий превръща в слоевете-близо до повърхността, звездата ще набъбне още повече в черупката на крайния газ ще бъдат нулирани и реакциите на синтез спре, а останалата част на звездата свива до около Земята и prevratits размери. Бях бяло джудже, светлинен поради гравитационната енергия на компресията. Изгаряне на водород в повърхностните слоеве и изгарянето хелий отнема много малко време, отколкото изгарянето на водород в ядрото; и бяло джудже етап ще продължи много по-дълго (около 100,0 милиарда години); в крайна сметка, бялото джудже ще изляза, да се превърне в черна джудже (но много по-плътен от черното джудже, в резултат на червено).

Звездите са много по-големи от слънцето, когато хелий в ядрото е изчерпан, той се свива и се загрява до такава степен, че ще бъде възможно термоядрени реакции, които водят до въглерод и кислород в смес тежки елементи; Тези слети реакции се извършват много бързо, има желязно ядро, тя се разпада, има експлозия на т.нар супернова; в рамките на няколко месеца го излъчва с много порядъци повече енергия, отколкото един обикновен звезда. Резултатът е облак разпилява и центъра остава superdense неутронна звезда (пулсар). Ако масата на звездата е повече от 8 пъти по-голяма от слънцето, след експлозията на нейно място остава черна дупка.

По-голямата част от звезди в Галактиката - червени джуджета. Дори и най-близките до нас червените джуджета са видими само в бинокъл.

Най-Star Galaxy, включително слънце, са близо до равнината на Млечния път (това не се отнася за звезди от първо поколение, които са възникнали при формирането на гигантски облаци Galaxy газ). Слънцето е на половината път от галактическия център на ръба си на. Характерните разстоянията между звездите в района - на няколко светлинни години. По-близо до центъра на галактиката звездите са разположени сред.