Зірка

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.

Космічний об`єкт переважно великих розмірів в якому відбуваються реакції термоядерного синтезу, котрі і є причиною світла котре ми бачимо.

На даний момент досить розвинутою і найбільш ймовірною є наступна теорія еволюції зірок:

• За деяких умов (їх можна назвати кілька) конденсується хмара міжзіркового космічного пилу. За досить невеликий проміжок часу, під дією сили всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно густа непрозора газова куля. Цю кулю назвати зіркою поки що не можна оскільки температура в її ядрі ще не достатньо висока, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі ще не достатній щоб урівноважити силу тяжіння, тому куля під власною масою продовжує стискатися. На цьому етапі зірку називають "протозіркою". В загальному випадку формується не одна така протозірка, а кілька, і в майбутньому така група стає зірковим скупченням. Також навколо однієї протозірки утворюються менші згустки, котрі потім стають планетами. По мірі стиснення протозірки її зовнішня і внутрішня температури зростають до моменту коли температура ядра задовільнить реакцію термоядерного синтезу. Тільки після цього протозірка стає зіркою. Цю стадію еволюції зірки проходять в залежності від їх мас, якщо маса більша ніж маса Сонця то етап триватиме кілька мільйонів років, якщо маса менша - до кількасот мільйонів років.
• Наступний етап зірки - спалювання запасів водню (точніше перетворення його в гелій). В залежності від маси зірки він буде тривати від кількох мільйонів років для зірок з масами в десятки разів більшими ніж маса Сонця і до 10-15 мільярдів років для зірок з масою близькою до маси Сонця.
• Після того як вигорить весь водень зірка перестає виробляти достатню кількість енергії для того щоб підтримувати сталу, потрібну для урівноваження сил гравітації, температуру. Внаслідок падіння температури зірка починає ще більше стискатися, поки знову не розігріється до температури при якій починається вже інша термоядерна реакція - гелій перетворюється в вуглець. З початком таких реакцій припиняється процес стискання зірки. На цьому етапі зірку називають червоним гігантом. Коли ж закінчиться і гелій зірка просто "зкидують" частину своєї маси(так формуються планетарні туманності) і тут все залежить від маси зірки.
  • Від зірки, маса якої після скидування оболонки не перевищує 1.2 маси Сонця через кілька десятків тисяч років залишиться тільки дуже гаряча і густа зірка яку називають білим карликом. Поступово вона охолоджується і перетворюється на чорного карлика - мертву, холодну зірку.
  • Зірки з масою від 1.2 до 1.6 мас Сонця після скидання оболонки стискаються до розмірів порядка 10 кілометрів і називаються нейтронними бо при такій густині вільні електрони ніби "вдавлюються" в протони. По мірі стискання такі зірки сильно розкручуються і починають випромінювати радіохвилі з певною досить стабільною частотою. Саме так і були виявлені реально існуючі нейтронні зірки у 1967 році.
  • Зірка маса якої після скидання оболонки більше ніж 1.6 маси Сонця починає сильно стискатися, і тому що при даній масі внутрішній тиск "виродженого" газу, з котрого складається зірка, не може урівноважити гравітаційну силу зірка стискається до точкових розмірів. Така зірка називається чорною діркою. Її гравітація настільки велика, що навіть фотони не можуть її подолати, тому ніякими методами окрім гравітаційних зафіксувати таку зірку неможливо.