Съдържание
Масата на звезда е единствената характеристика, която определя съдбата на небесните тела. Неговото поведение в края на живота зависи изцяло от неговата маса. За леките звезди смъртта идва тихо, червен гигант хвърля кожата си, за да остави затъмняващото бяло джудже зад себе си. Но финалът за по-тежка звезда може да бъде доста експлозивен!
Определение на категорията
••• Юрий Мазур / iStock / Гети изображенияСредните звезди са онези, които, твърде големи, за да завършат като бели джуджета и твърде малки, за да станат черни дупки, прекарват умиращите си години като неутронни звезди. Учените са наблюдавали тази категория да има долна граница малко над 1,4 слънчеви маси и горна граница в близост до 3,2 слънчеви маси. („Слънчева маса“ е мерна единица, приблизително същата маса като нашето Слънце.)
Протозвезда
Размерът на звездата се определя от това колко материя е налична в нейната мъглявина. Този облак прах и газ започва да се срутва върху себе си поради гравитацията, образувайки все по-гореща, ярка, плътна маса в центъра му: протостар.
Основна последователност
••• Изображения на Stocktrek / изображения на Stocktrek / Гети изображенияКогато протостарът е достатъчно горещ и плътен, процесът на синтеза на водород започва да се провежда в неговото ядро. Fusion произвежда достатъчно радиационно налягане, за да противодейства на силата на гравитацията; по този начин гравитационният колапс спира. Протостарът се превърна в действителна звезда в основната си последователност. Звездата ще прекара по-голямата част от продължителността на живота си в този период на стабилност, генерирайки светлина и топлина чрез сливането на водород в хелий в продължение на милиони години.
Червен гигант
Когато в ядрото на звездите изтича водород, гравитацията отново си проправя път, тоест, докато температурите се повишат достатъчно високо, за да позволят сливане на хелий, което създава външно налягане, необходимо за стабилизиране на нещата. Когато не остане хелий, цикълът започва отново. По този начин ядрото се колебае между състояния на компресия и равновесие, тъй като се провеждат все по-високи реакции на синтез с висока температура. Междувременно, екстремната топлина причинява разширяване на външния слой на звездите или "черупката" до радиус, съпоставим с този на орбитата на Земята. На такова голямо разстояние от сърцевината черупката ще се охлади достатъчно, за да стане червена. Звездата вече е червен гигант.
Supernova
••• pixelparticle / iStock / Getty ImagesЯдрените реакции престават завинаги, когато ядрото на звездите се редуцира до желязо; този елемент няма да се предпази без допълнителни енергийни доставки. Гравитационният срив се подновява катастрофално със сила, достатъчно силна, за да унищожи самите ядра на атомите, които съставляват ядрото. Това генерира толкова много енергия, че експлозията доминира небето за светлинни години във всяка посока. Звездата е отишла свръхнова.
Нейтронна звезда
Междувременно това, което е останало от звездата, се е свило до диаметър, не по-голям от няколко километра - с размерите на един град. При тази плътност външното налягане, генерирано от протони и неутрони, реагиращи на компресия, най-накрая е достатъчно, за да спре гравитацията. Звездата е толкова гъста, че ако можехте да донесете чаена лъжичка от нейния материал на Земята, щеше да тежи трилион тона. Той се върти до 30 пъти в секунда и показва много голямо магнитно поле. Това е неутронна звезда, последният етап от жизнения цикъл на средни по големина звезди.