Cykl życia gwiazdy o masie Słońca

One dla gwiazdy , masa jest przeznaczenie. Rozmiar gwiazdą określa, czy jego żywotność będzie długo lub stosunkowo krótki , jego śmierć cicha lub wybuchowe . Ten problem , dość abstrakcyjny w kontekście dalekim Supermassive , uderza przejmująco blisko domu w kategoriach gwiazdy z jedną masę Słońca. Z definicji , towielkość naszego Słońca. Protogwiazdy

Każda gwiazda powstaje z mgławicy ,chmura głównie wodoru także zawierające hel i kurz . W pewnym momenciekolapsu grawitacyjnego następuje , powodując sprawę w mgławicy się kręcić razem , jej cząsteczki poruszają się szybciej , ogrzewania i świecące . Rezultatem jestgorąco, świeci kula gazu o nazwieprotogwiazda .
Główna Sekwencja

rdzeń protostar dostaje cieplejsze i posiadają większą gęstość w końcu osiąga temperaturę ( około 10 milionów stopni Kelvina ) wystarcza na rozpoczęcie procesu fuzji wodoru . Atomy wodoru łączą się w hel , uwalniając fotony o dużej energii w procesie . Promieniowanie to wywiera presję na zewnątrz, co porady skale przeciwko grawitacji , powstrzymanie upadku protostar . Równowaga między wewnętrznych i zewnętrznych nacisków zostało osiągnięte, igwiazdy, jak mówią , jest urodzony .

Ten pierwszy etap życia gwiazdy nazywa sięgłówny ciąg . Będzie trwać około 90 procent życia gwiazdy. Nasze Słońce jest w głównej sekwencji teraz. Imperium Red Giant

sekwencja kończy się, gdy główny rdzeń gwiazdy zabraknie jąder wodoru . Bez ciśnienia promieniowania generowanego przez fuzję wodoru , równowaga jest stracone. Rdzeń gwiazdy , składa się prawie w całości z helu teraz , zaczyna zapadać . Tak jak w etapie protogwiazdę temperatura wzrasta wraz ze wzrostem gęstości . Łódź

Niektóre wodoru pozostaje w zewnętrznej powłoce gwiazdy. Jest dalej na zewnątrz niż wodór na rdzeń, nie osiągnęła temperaturę wystarczająco wysoką do syntezy jądrowej. Osiągnie tę temperaturę teraz . Jakordzeń nagrzewa się , ogrzewawodoru zapłacić drogęstovetop ogrzewa czajnik.

Powłoki wodór łączy w hel , generuje ciśnienie promieniowania . Ponieważ siła ciężkości jest słabsze niż powłoki na rdzeniu , to biernego przenoszenia ciśnienia przezwycięża ciężar właściwy , tak że zewnętrzne warstwy gazu rozwinąć. Ochłodzenia i zmieni kolor na czerwony , jak dryfować one od rdzenia . Gwiazda jest terazczerwony olbrzym .

Rdzenia czerwonego olbrzyma będzie nadal rosnąć w temperaturze aż około 100 mln Kelvina , hel zaczyna bezpiecznik do węgla i tlenu . Czerwony olbrzym faza potrwa do nie więcej hel w rdzeniu .
Biały karzeł

koniec fazy czerwonego olbrzyma jest podobna do końca ciąg główny . Rdzeń pracuje z helu . Synteza jądrowa ustaje . Rdzeń zaczyna zwijać i ogrzewania , przez co helu w osłonie zewnętrznej w celu podgrzania się również . Reakcja termojądrowa występuje w powłoce , co powoduje jego rozszerzanie . Łódź

międzyczasierdzeń , składający się głównie z dwutlenku węgla i tlenu się po prostu utrzymuje zwijanie . W przeciwieństwie do rdzenia znacznie większą gwiazdą , to nigdy nie osiągnie temperatury potrzebnej do stopienia te cięższe pierwiastki . Zamiast tego staje sięmałe, gęste , stosunkowo chłodny obiekt znany jako białego karła . Szczątki jego powłoki otaczają go , chmurę materii znanej jako mgławicę planetarną .
Czasu

Single- solar- masywne gwiazdy żyją bardzo długo . Nasze Słońce , na przykład , było w głównej sekwencji do 4,5 miliardów lat i będzie w tej fazie przez kolejne cztery lub pięć miliardów lat. Gdy Słońce zabraknie podstawowego atomu wodoru, jego przekształcenie w czerwonego olbrzyma będzie około 250 milionów lat. Imperium