Odpowiedź:
Poniżej opisano 6 etapów formowania się gwiazdy około jednej masy słonecznej.
Wyjaśnienie:
Etap 1 - Gigantyczna chmura molekularna: gwiazda zaczyna życie jako duża chmura gazu. Obszar o wysokiej gęstości w tej chmurze kondensuje się w ogromną globulę gazu i pyłu oraz kurczę się pod własną grawitacją.
Etap 2 - Protostar: obszar kondensującej się materii zaczyna się nagrzewać i zaczyna świecić tworząc protostary. Ta faza trwa około 10 milionów lat.
Etap 3 - etap T Tauri: młoda gwiazda zaczyna wytwarzać silne wiatry gwiazdowe, które odpychają otaczający gaz i cząsteczki. To pozwala, aby formująca się gwiazda stała się widoczna.
Etap 4 - Synteza jądrowa: Jeśli protostar zawiera wystarczającą ilość materii, temperatura centralna osiąga 15 milionów stopni K. W tej temperaturze mogą się rozpocząć reakcje jądrowe, w których mogą powstać bezpieczniki wodoru w celu utworzenia helu.
Etapy 5 i 6 - Gwiazda sekwencji głównej: Młoda gwiazda osiąga równowagę hydrostatyczną, w której jej kompresja grawitacyjna jest równoważona przez jej ciśnienie zewnętrzne, nadając jej stały kształt. Gwiazda zaczyna uwalniać energię, powstrzymując ją przed kurczeniem się jeszcze bardziej i powodując jej świecenie. Gwiazda spędza 90 procent swojego życia w tym głównym etapie sekwencji, łącząc wodór, tworząc hel w swoim rdzeniu.
Jakie są znaczące różnice między życiem a ostatecznym losem masywnej gwiazdy i gwiazdy średniej wielkości, takiej jak słońce?
Tam jest dużo! Ta ilustracja jest idealna w odpowiedzi na twoje pytanie.
Jaki jest następny etap w życiu gwiazdy po fazie głównej?
Czerwony olbrzym. Po głównym etapie sekwencji, w którym Gwiazda spala Wodór do Helu, Gwiazda przestawia ją, rozszerzając swoje zewnętrzne warstwy i kurcząc ją, stając się Czerwonym Olbrzymem. W stadium Czerwonego Olbrzyma Gwiazda jest wystarczająco gęsta, aby spalić Hel w węgiel, ponieważ połączenie helu z węglem wymaga potrójnej reakcji fuzji, ponieważ hel najpierw tworzy beryl, a beryl jest bardzo niestabilny, co wymagałoby, aby gwiazda była wystarczająco gęsta, aby wspierać wystarczające reakcje aż do powstania węgla. Szacuje się, że promień Słońca jako Czerwonego Olbrzyma wyniesie około 2 AU w por&#
Jaki etap przychodzi po narodzinach gwiazdy?
Główny etap sekwencji, w którym gwiazdy łączą atomy wodoru w hel. Gdy gwiazda zapali się i zacznie się topić, zacznie się ściemniać i osiąść na sekwencji głównej. Każda gwiazda spędza większość swojego życia jako gwiazda sekwencji głównej, ponieważ gwiazda jest głównie wodorem, a fuzja wodoru odbywa się w najwolniejszym tempie. Czas, w którym gwiazda spędza topienie wodoru, zależy od masy gwiazd. Dla żółtej gwiazdy karłowatej, takiej jak nasze Słońce, ten etap potrwa 8-10 miliardów lat. W przypadku masywniejszych gwiazd fuzja wodoru może mieć miejsce w ciągu 10-100 milionów lat,