Зависимость эволюции звезд от их массы.

По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. Чему равна возможная минимальная масса звезды, с уверенностью мы сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды очень слабые объекты и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах массой меньше чем семь-восемь сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2—3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Центавра.

В звездах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды, превышает 50 – 70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Звезды, масса которых близка к предельной, обнаружены, например, в туманности Тарантул в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Есть они и в нашей Галактике. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звезды могут взорваться как сверхновые (так называют взрывающиеся звезды с большой энергией вспышки).

Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества, подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда — голубой гигант — постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет.

Другое по теме

Уравнения тяготения Эйнштейна
В специальной теории относительности в инерциальной системе отсчета квадрат четырёхмерного «расстояния» в пространстве-времени (интервала ds) между двумя бесконечно близкими событиями записывается в виде: ds2= (cdt)2 - dx2- dy2 - dz2 (7) где t — время, х, у, z — прямоугольные декартовы (пространственные) координаты. Эта ...

Акпп - пользование, обслуживание, диагностика
Улучшение эксплуатационных качеств современного автомобиля привело к значительному усложнению его конструкции. А оснащение автомобилей автоматической трансмиссией позволило резко снизить объем нагрузки, возлагаемой на водителя во время движения, что также благоприятно отразилось на ходовой части, двигателе и скоростных ...