ВНИМАНИЕ!На форуме начался конкурс - Астрофотография месяца: АПРЕЛЬ!
0 Пользователей и 1 Гость просматривают эту тему.
Кажется так, если че наврал, пусть поправят!
Вот если бы Вы еще разъяснили вот что. То, что красные гиганты сбрасывают оболочку не разом, а постепенно, я вспомнил, но кажется, на финальном этапе образования карлика, отрыв оболочки проходит значительно интенсивнее, чем на начальном. Так ли это, или я снова путаюсь в показаниях?
А можно я спрошу, после сбрасывания оболочки из нее образуется туманностьИз которой образуются звезды.
Вопрос 1 пыль газ и прочие перед тем как стать звездойС чемнибуть соединяются или нет
Вопрос: почему, когда водорода становится мало, звезда начинает расширяться, превращаясь в красный гигант/сверхгигант?
я понял так звезда, у которой выгорел водород, взорвалась, превратилась в туманность из этой туманности образовались новые звезды и у меня сразу возник вопрос если робочяя звезда сжигает водород, то от куда он взялся если взорвавшаяся его уже сожгла
Пыль, пыль одна...
Я спрашиваю, потому что когда говорят, прилетала латающая тарелка Ученые говорят, дайте с тарелки, зажигалку тогда поверим
Не въехал.
Основная причина перехода к красному гиганту - перестройка процессов ядерного горения в недрах звезды. На главной последовательности основной источник энергии в звездах - превращение водорода в гелий. Когда в ядре звезды исчерпано водородное горючее, начинается сжатие ядра. Температура повышается до ~10^8 K, и становятся возможными ядерные реакции, приводящие к образованию углерода, кислорода и более тяжелых элементов. Затем и гелий в ядре заканчивается. В двух слоях, окружающих ядро, ядерные реакции продолжаются: в прилегающей к ядру оболочке продолжает гореть гелий, в более внешней - водород. Радиус звезды увеличивается многократно, от величин порядка одного радиуса Солнца (Ro) до сотен Ro. У звезды развивается мощная конвективная зона, которая занимает до 99.9% радиуса звезды (R*). Температура поверхности падает до 2000-3000 K, но светимость возрастает за счет увеличения размеров звезды и достигает нескольких тысяч светимостей Солнца. В это время звезда быстро (звезды солнечной массы - за несколько миллионов лет) перемещается на диаграмме Г-Р (Герцшпрунга-Рессела) с главной последовательности сначала на горизонтальную ветвь, где ее светимость меняется мало, а температура падает. Затем звезда вступает на ветвь красных гигантов, а затем поднимается еще выше, к вершине своей эволюции на диаграмме Г-Р и достигает асимптотической ветви гигантов (АВГ). АВГ была названа так потому, что звезды разных масс за разное время "асимптотически" приближаются примерно к одной и той же области диаграммы Г-Р.Когда звезда находится на АВГ, она начинает интенсивно терять вещество. Образуется протяженная газопылевая оболочка, которая, расширяясь, рассеивается в межзвездной среде. Скорость потери массы у разных звезд - красных гигантов может достигать 10-7-10-5 Mo/год. Стадия потери массы на АВГ - от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов лет - очень кратковременна по сравнению со временем жизни звезды солнечной массы на главной последовательности. Звезда с массой порядка солнечной растрачивает на АВГ значительную часть своего вещества. По мере того, как звезда освобождается от внешних холодных слоев, ее температура быстро растет, и звезда быстро смещается влево по диаграмме Г-Р. Этому состоянию соответствует ветвь Пост АВГ ("после асимптотической ветви"). В результате конвективная оболочка полностью сбрасывается, и от звезды остается вырожденное ядро - белый карлик с температурой поверхности до 50 000 K, который не имеет ядерных источников энергии и в последующем медленно остывает. Звезда на диаграмме Г-Р быстро "падает" вниз, в область белых карликов. Сброшенная околозвездная оболочка ионизуется под действием ультрафиолетового излучения горячего белого карлика и образует вокруг него планетарную туманность. Так заканчивают свой жизненный путь звезды солнечного типа. В настоящее время эта схема эволюции является общепринятой.
И когда водород в Галактике закончится, звезды образовываться тоже перестанут.
Какова минимальная масса гелиевой протозвезды?