Здравствуй читатель!
Для начала, следует сказать о том, что существуют несколько классов звезд. Эти классы определяют яркость звезд, так же не стоит забывать о прямой связи между массой звезды и ее долголетием. Массивные звезды имеют больше водорода, горят ярче, но и прожигают его быстрее, чем более мелкие, чтобы поддерживать свои большие размеры. Маленькие звезды не должны гореть так ярко, поэтому они живут дольше.
Начнем с класса О и В.
Эти звезды являются самыми яркими, температура их настолько велика, что цвет их свечения белый или голубоватый. Как правило такие звезды обладают большой массой и размером. Жизненный цикл таких звезд можно разбить на несколько этапов.
- 1 Этап
Как я писал в одной из своих статей: "Планеты рождаются из протопланетного диска в центре которого находится звезда". Но сама звезда рождается из точно такого же диска. Благодаря гравитации газ (а именно водород и гелий) сжимаются так сильно, что происходит нагрев. А в следствии чего и термоядерный синтез (слияние двух атомов, с выделением огромного количества энергии).
- 2 Этап
Рано или поздно водород заканчивается и ядро начинает терять стабильность. Гелий начинает сливаться с углеродом, который смешивается с такими элементами, как железо, сера и неон. В этот момент ядро превращается в железо, в то время как внешняя гелиевая оболочка звезды начинает расширяться.
- 3 Этап
Самый нестабильный жизненном цикле звезды. В какой-то момент ядро обрушится само на себя и создаст массивную ударную волну, называемую сверхновой. То, что останется от звезды, будет расширяться во всех направлениях, уничтожая все, что находится на ее пути.
- 4 Этап
Здесь у остатка звезды есть два пути. После того, как взрыв произошел, то, что осталось от звезды, является чрезвычайно плотным ядром, известным как нейтронная звезда. Если звезда чрезвычайно массивна, могут образовываться черные дыры.
А вы знали?..
"Последней сверхновой, наблюдаемой из нашей галактики, был Иоганн Кеплер в 1604 году. Это наблюдалось невооруженным глазом и даже можно было наблюдать в течение дня в течение почти месяца."
Звезды К и М класса
Такие звезды обладают гораздо меньшей массой, но не обязательно меньшими размерами.
- 1 Этап
Он очень похож на 1 этап классов О и В. Разница лишь в том, что внутри находится меньше гелия и водорода. Гравитация их также слабее. Температура их свечения гораздо ниже, за счет чего и цвет оранжевый, либо красный. Рано или поздно водород заканчивается и ядро начинает терять стабильность. Гелий также начинает сливаться с углеродом.
- 2 Этап
Далее происходит гелиевая вспышка. Это заставляет внешнюю часть звезды расширяться и слегка охлаждает ядро. Она проходит через этот цикл несколько раз, нагреваясь и охлаждаясь, когда внешняя оболочка расширяется и сжимается. Звезда становится красным гигантом.
- 3 Этап
Здесь вместо, того чтобы взорваться как сверхновая, звезда из-за низкой гравитации больше не может удерживать внешний слой и становится-планетарной туманностью.
- 4 Этап
Теперь все что осталось от звезды - это ее плотное ядро, в котором еще есть топливо, и она продолжает гореть как белый карлик. Когда и эти реакции прекратятся, звезда в конечном итоге темнеет до черного карлика.
В целом жизненный цикл такого класса считается более стабильным.
Звезды G класса
Здесь мне почти нечего рассказать, так как жизненный цикл такой звезды очень похож на цикл классов К и М и не имеет практически никакой разницы. За исключением массы, размеров и температуры свечения.
Одну из звезд класса G мы все прекрасно знаем, ведь это наше Солнце! Температура свечения желтая или ярко оранжевая.
А вы знали?..
"Жрецы древних цивилизаций считали, что секрет силы Солнца связан с кровью человека и именно для этого существовали жертвоприношения."
Люди издавна с большим интересом всматривались в звездное небо, сегодня технологии позволяют нам подобраться к этим пылающим "шарикам" поближе. Но мне кажется, мы до конца не осознаем всю мощь, которой они обладают и пока не готовы обуздать её, ни физически, ни психологически. И пока, пусть так и будет... а там неизвестно, что ждет нас в будущем.
Спасибо.