Стеларна астрономија

Spread the love

Стеларната астрономија претставува студирање на ѕвездите и нивната еволуција. Оваа наука е фундаментална во однос на нашето разбирање на Универзумот.

Астрофизиката (принципите на физиката и хемијата) на ѕвездите е добиена преку опсервациско и теоретско разбирање, но и преку компјутерски симулации на нивната внатрешност.

Формирањето на една ѕвезда се случува во густи региони исполнети со прашина и гасови. Познати се и како „џиновски молекуларни облаци“. Кога еден таков облак се дестабилизира, негови фрагменти „колабираат“ под влијание на гравитацијата и формираат нешто што се нарекува „протоѕвезда“. Регионот на јадрото на протоѕвездата е доволно густо и топло за да предизвика нуклеарна фузија, чијшто резултат е „ѕвезда во главна секвенца“. Нашето Сонце се смета за ѕвезда во главна секвенца.

Речиси сите елементи што се потешки од хидроген и хелиум се создаваат во јадрата на ѕвездите.

Карактеристиките на ѕвездата што резултираат од фузијата зависат главно од нејзината почетна маса. Што помасивна ѕвезда, тоа поголема е нејзината осветленост, но и побрза фузија на хидрогенот со хелиумот во нејзиното јадро. Со текот на времето, хидрогенското гориво целосно се претвора во хелиум, по што ѕвездата започнува да еволуира.

За фузијата на хелиум потребно е јадрото да има повисока температура. Онаа ѕвезда што има доволно висока температура ги турка надворешните слоеви уште понадвор, при што се зголемува густината на нејзиното јадро. Резултирачкиот црвен џин што се формира со ширењето на надворешните слоеви има само краток животен век, по што хелиумското гориво во јадрото се истрошува. Додека многу масивните ѕвезди минуваат низ серија од еволутивни фази, во нив се случува фузија на сè потешки елементи.

Конечната судбина на ѕвездата зависи од нејзината маса, при што ѕвездите со поголема маса, речиси осум пати поголема од Сонцето, преминуваат во фаза на супернова, при што јадрото колабира. Помалите ѕвезди, пак, само ги губат надворешните слоеви по што останува само инертното јадро во форма на „бело џуџе“. Со губењето на надворешните слоеви се формира нешто што е познато како „планетарна маглина“.

Остатоците од суперновата се во форма на густа неутронска ѕвезда. Но, ако стеларната маса на ѕвездата била барем трипати поголема од таа на Сонцето, последицата е црна дупка. Бинарните ѕвезди, пак, имаат посложена еволутивна патека.

(На сликата е ѕвездата HBC 1, млада ѕвезда во фаза на пред-главна секвенца).

(Visited 37 times, 1 visits today)