Етапи от живота на звездите

Звездите се образуват в мъглявините - огромните облаци от газ и прах, съдържащи най-вече водород. Ако газовият облак е достатъчно масивен, той започва да се свива под влияние на гравитационните сили. Това свиване предизвиква повишаване на налягането и температурата в него. Обектът, който се формира в тази област, се нарича протозвезда и е началният стадий от живота на звездата. Протозвезда може да се наблюдава в инфрачервената област от електромагнитния спектър, тъй като не излъчва светлина от видимия спектър. Когато налягането и температурата се повишат достатъчно, започват ядрени реакции, които превръщат водорода в хелий.

Налягането, което се създава при тези ядрени реакции, се балансира с гравитационните сили и свиването на обекта спира. Така се формира звезда и по този начин е възникнало и нашето Слънце. Сега то е в същия етап, в който превръща водорода в хелий, и този период се нарича главна последователност. Главната последователност заема по-голямата част от живота на Слънцето.

След милиарди години водородът се изчерпва и налягането от ядрените реакции намалява. Балансът между налягането и гравитационните сили се нарушава и звездата започва да се свива отново. Генерираната топлина от това свиване притоводейства на силата на гравитацията и изхвърля външните слоеве на звездата. Звездата се разширява много с сравнение с досегашните си размери – от няколко пъти до близо 100 пъти и се нарича червен гигант. Слънцето ще изгори своя водород след около 5 млрд.години и ще се превърне в червен гигант, достигайки до орбитата на Марс.


След превръщането в червен гигант външните слоеве на звездата продължават да се разширяват. Ядрото се свива и хелиевите атоми образуват въглерод. Тези реакции на сливане освобождават енергия и звездата получава временно отменяне на смъртната присъда. За звезда от типа на Слънцето този период може да трае само няколко минути. Атомната структура на въглерода не позволява да бъде повече свивано ядрото и звездата започва да изхвърля външните си слоеве, формирайки планетарна мъглявина.

Ядрото пропада навътре в себе си до ниво, в което силата на отблъскване между електроните се уравновесява с гравитационната сила и се формира бяло джудже. Това е изключително плътна и гореща звезда с големината на планета. Накрая, когато бялото джудже излъчи цялата си енергия навън, то спира да свети и умира като кафяво джудже - мъртва звезда. Това ще бъде и последният етап от живота на нашето Слънце.

За звезди с маса, до 40 пъти по-голяма от слънчевата, гравитационното свиване е много бързо и има продължителност от порядъка на няколко секунди. От рязкото свиване се получава огромна ударна вълна, която изхвърля външните слоеве на звездата и ги загрява. Яркостта на звездата става изключително висока и е сравнима с яркостта на цяла галактика. Това е свърхнова. При последното гравитационно свиване на ядрото на свръхновата гравитацията доближава електроните и протоните толкова близо едни до други, че те се превръщат в неутрони. Звездата се свива до тяло с диаметър няколко десетки километри, наречено неутронна звезда.

За звезди с маса, над 40 пъти по-голяма от слънчевата, колапсът след избухването на свръхновата е още по-бърз, и свиването не може да спре дори от налягането на неутроните, формирани в ядрото. Плътността се увеличава дотолкова, че скоростта да се избяга от гравитационното поле се изравнява със скоростта на светлината. Светлината също се поглъща и обектът става невидим, поради което се нарича черна дупка.

Както е известно, при нагряване металът първоначално започва да свети с червен цвят, след това с жълт, и накрая с бял цвят. Така е и със звездите - червените звезди са най-хладни, а белите и сините - най-горещи. Тук става дума за температурата на видимата повърхност на звездите, а не за ядрото им. Всяка звезда има цвят, съответстващ на отделяната в нейното ядро енергия, а интензивността на отделянето зависи от масата на звездата. Следователно големите звезди са горещи, ярки и бели, а малките - червени и относително хладни.

Енергията, отделяна от звездите, е огромна, и затова ги виждаме от разстояния от порядъка на стотици и хиляди светлинни години. Отделянето на енергия намалява масата на звездата. А енергията е свързана с масата с простото съотношение Е=m.c2, където c е скоростта на светлината. Слънцето отделя милиони тонове енергия всяка секунда и за почти 5 милиарда години от своето съществуване то е изразходило половината от своето ядрено гориво. Скоростта на протичане на ядрените реакции в звездата е пропорционална на масата на звездата. Следователно, колкото е по-масивна една звезда, толкова по-бързо изгаря тя. Гигантските бели и сини звезди живеят няколко стотин хиляди или милиони години, а малките червени звезди могат да светят без особено усърдие няколко десетки милиарда години.

Източник: http://www.bgastronomy.com