Razlika između verzija stranice "Zvjezdana evolucija"
[pregledana izmjena] | [pregledana izmjena] |
mNo edit summary |
Viki linkovi |
||
Red 2: | Red 2: | ||
'''Zvjezdana evolucija''' opisuje nastanak i životni vijek zvijezda u ovisnosti od njihovih fizičkih i hemijskih osobina. |
'''Zvjezdana evolucija''' opisuje nastanak i životni vijek zvijezda u ovisnosti od njihovih fizičkih i hemijskih osobina. |
||
==Protozvijezda== |
==Protozvijezda== |
||
Zvijezde nastaju u poručjima s kritičnom masom (Jeans masa, po |
Zvijezde nastaju u poručjima s [[Nuklearna energija|kritičnom masom]] (Jeans masa, po [[James H. Jeans]]) gdje [[Gravitacija|gravitacijom]] dolazi do sabijanja materije. Ovakve osobine postoje kod molekularnih, [[Molekularni oblak|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 [[Protozvijezda|protozvijezde]]. Materiju privlači kvazistabilno područje i kada temperatura dostigne nekoliko miliona [[Kelvin]]<nowiki/>a (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 [[Spiralna galaksija|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> |
||
==Glavni niz== |
==Glavni niz== |
||
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. |
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. Evolucija zvijezda [[Glavni niz|glavnog niza]] je oko 100 puta duža nego kod [[Divovska zvijezda|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 [[helij]]<nowiki/>a ([[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== |
==Kraj evolucije== |
||
[[Datoteka:Stellar_Evolution_(0.8-8_M☉).jpg|mini|220px|Evolucija zvijezda s 0.08-8 masa Sunca]] |
[[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 |
Masa zvijezde koje doživljava kolaps određuje njen krajnji stadijum. Ako je njen masa manja od 0,08 sunčevih onda zvijezda evoluira u [[Smeđi patuljak|smeđeg patuljka]]. Zvijezde do 0,9 masa Sunca prelaze u stadijum bijelog patuljka. Kod veće mase (preko 8 masa Sunca) dolazi do pojave [[Planetarna maglina|planetarnih maglina]] gdje je jezgro [[bijeli patuljak]]. Daleko masivnije zvijezde evoluiraju u [[Supernova|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> |
publisher=Der Brockhaus|location=Mannheim|isbn=3-7653-1231-2|page=461}}</ref> |
||
Verzija na dan 15 novembar 2018 u 11:59
Trenutno se rade izmjene na stranici. |
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 James 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.[1]
Glavni niz
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. Evolucija zvijezda glavnog niza je oko 100 puta duža 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). [2]
Kraj evolucije
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 pojave planetarnih maglina gdje je jezgro bijeli patuljak. Daleko masivnije zvijezde evoluiraju u supernove gdje u centru ostaje tzv. neutronska zvijezda. [3]
Reference
- ^ Astronomie - Planeten, Sterne, Galaxien. Mannheim: Der Brockhaus. 2006. str. 460. ISBN 3-7653-1231-2. Provjerite vrijednost datuma u parametru:
|date=
(pomoć) - ^ Astronomie - Planeten, Sterne, Galaxien. Mannheim: Der Brockhaus. 2006. str. 461. ISBN 3-7653-1231-2. Provjerite vrijednost datuma u parametru:
|date=
(pomoć) - ^ Astronomie - Planeten, Sterne, Galaxien. Mannheim: Der Brockhaus. 2006. str. 461. ISBN 3-7653-1231-2. Provjerite vrijednost datuma u parametru:
|date=
(pomoć)