Razlika između izmjena na stranici "Zvjezdana evolucija"

Idi na navigaciju Idi na pretragu
m
nema sažetka izmjene
m
m
{{Izmjene u toku}}
'''Zvjezdana evolucija''' opisuje nastanak i životni vijek zvijezda u ovisnosti od njihovih fizičkih i hemijskih osobina.
==Protozvijezda==
Zvijezde nastaju u poručjima s kritičnom masom (Jeans masa, po J.H Jeans) gdje gravitacijom dolazi do sabijanja materije. Ovakve osobine postoje kod molekularnih, međuzvjezdanih oblaka. Spora kontrakcija (sabijanje) prelazi u kolaps molekularnog oblaka, prilikom čega temperatura raste. Ovaj proces se odigrava u centru oblaka gdje dolazi do kvazistabilnosti uz usporavanje kontrakcije. Masa kvazistabilnog područja iznosi 1% mase buduće protozvijezde. Materiju privlači kvazistabilno područje i kada temperatura dostigne nekoliko miliona Kelvina (K) počinje gorenje vodika. Tim se postiže energetska i hidrostatična ravnosteža, koja karakteriše zvijezdu. Proces formiranja ovisi od uslova i kreće se od 100.000 do 1.000.000 godina. Iz većeg oblaka može se razviti više zvijezda (zvjezdano jato). Nestabilnost molekulanih oblaka u blizini supernova dovodi do sudara čestica u oblaku. Iz ovog nastaju karakteristično spiralni krakovi galaksija.<ref>{{cite book|title=Astronomie - Planeten, Sterne, Galaxien|date=2006.|publisher=Der Brockhaus|location=Mannheim|isbn=3-7653-1231-2|page=460}}</ref>
Nove zvijezde su hemijski homogene, gdje se energija zračenja dobija putem fuzije vodika u helij. Kod zvijezda s manjom masom dolazi preteže do proton-proton lanca a kod onih s većom do CNO-(ili Bethe-Weizsäcker)-ciklusa. Uglavnom se sastoje od vodika i helija ostali elementi imaju učestalost od 2-4 %. Postoji ovisnost mase i jačine sjaja (pogledaj i Cefeida) gdje sjaja raste s 3. potencijom mase. Zvijezde veće mase potroše brže materiju. Primjera radi zvijezde mase Sunca imaju životni vijek oko 10 milijardi (10.000.000.000) dok one se 10-puta većom oko 10 miliona (10.000.000) godina. Period zvijezda glavnog niza je 100 puta duži nego kod divovskih. Nakon što se potroši gorivo u jezgru, koje se i dalje sabija, gorenje se odvija u ljuski (gorenje vodika) uz porast prečnika i sjaja. Ukoliko temperatura jezgre naraste na 100 miliona (100.000.000) K počinje gorenjem helija (trostruki alfa proces). <ref>{{cite book|title=Astronomie - Planeten, Sterne, Galaxien|date=2006.|publisher=Der Brockhaus|location=Mannheim|isbn=3-7653-1231-2|page=461}}</ref>
==Kraj evolucije==
[[Datoteka:Stellar_Evolution_(0.8-8_M☉).jpg|mini|220px|Evolucija zvijezda s 0.08-8 masa Sunca]]
Masa zvijezde koje doživljava kolaps određuje njen krajnji stadijum. Ako je njen masa manja od 0,08 sunčevih onda zvijezda evoluira u smeđeg patuljka. Zvijezde do 0,9 masa Sunca prelaze u stadijum bijelog patuljka. Kod veće mase (preko 8 masa Sunca) dolazi do pojaveplanernih maglina gdje je jezgro bijeli patuljak. Daleko masivnije zvijezde evoluiraju u supernove gdje u centru ostaje tzv. neutronska zvijezda. <ref>{{cite book|title=Astronomie - Planeten, Sterne, Galaxien|date=2006.|
publisher=Der Brockhaus|location=Mannheim|isbn=3-7653-1231-2|page=461}}</ref>

Navigacija