Etapa inițială a evoluției stelare
În Hertzsprung - Russell a apărut steaua are un punct în colțul din dreapta sus: ea are luminozitate ridicată și temperatură scăzută. radiația principală este în domeniul infraroșu. Noi termina cu radiații plic de praf rece. În evoluția poziției stelelor de pe diagramă se va schimba. Singura sursă de energie în această fază este contracție gravitațională. Prin urmare, steaua se mișcă repede paralelă cu axa y.
Temperatura suprafeței nu este schimbat, iar raza și luminozitate scăzută. Temperatura din centrul crește stea, ajungând la o valoare la care reacția începe cu elemente ușoare: litiu, beriliu, bor, care se estompează rapid, dar timpul pentru a încetini compresie. se rotește Track paralel cu axa ordonatelor pe temperatura crește suprafața stea, luminozitatea rămâne substanțial constantă. În cele din urmă, în centrul stelei începe reacția de formare de heliu din hidrogen (arderea hidrogenului). Steaua merge la secvența principală.
Durata etapei inițiale este determinată de masa stelei. Pentru stele, cum ar fi Soarele este de aproximativ 1 milion de ani pentru o stea cu o greutate de 10 M☉ aproximativ 1.000 de ori mai puțin, iar pentru o stea masa de 0,1 M☉ de o mie de ori mai mult.
Stelele tinere de masă mică
În evoluția timpurie a stea masă joasă are coajă miez radiant și convectiv (Fig. 82, I).
Etapa principală secvență
Pe principalele etape ale secvenței de stea strălucitoare datorită emisiei de energie în reacțiile nucleare de hidrogen în heliu. Marja de hidrogen asigură masa luminozitate 1 M☉ timp de aproximativ 10 până la 10 ani. stele masa mai mare consuma hidrogen rapid: de exemplu, masa stelei 10 M☉ consuma hidrogen în mai puțin de 10 7 ani (luminozitatea este proporțională cu puterea a patra a masei).
stele masa redusa
Deoarece regiunea centrală de hidrogen burnup Steaua comprimat puternic.
Stelele de masă mare
După părăsirea principal evoluția stele secventa de masă mare (> 1,5 M☉), determinată de condițiile de ardere a combustibilului nuclear în interiorul stelei. În această etapă secvența principală - arderea hidrogenului, dar spre deosebire de masa Stea mică în nucleu este dominat de reacția ciclului carbon-azot. In acest ciclu atomii de C și N acționează drept catalizatori. Rata de eliberare a energiei în reacțiile unui astfel de ciclu este proporțională cu T 17. miez Prin urmare convective format în miez, înconjurat de o zonă în care transferul de energie prin radiație.
Stelele de luminozitate masă mare este mult mai mare decât luminozitatea soarelui, iar hidrogenul se consumă mai repede. Acesta este legat de faptul că temperatura în centrul acestor stele este, de asemenea, mult mai mare.
Prin scăderea proporției de nuclee de hidrogen din scade rata de eliberare a energiei substanță convective. Dar, pe măsură ce ritmul de alocare este determinată de luminozitatea, miezul începe să se micșoreze, iar rata producției de energie rămâne constantă. Steaua la fel, în același timp, se extinde și se mută în regiunea de giganți roșii.
Etapa de maturitate stele
stele masa redusa
La momentul arderii complete a hidrogenului în centrul stelei format dintr-un miez mic scăzut heliu masă. Densitatea materialului de miez și temperatura atinge o valoare de 10 9 kg / m și 10 K luna august, respectiv. Arderea hidrogenului se produce pe suprafața miezului. Deoarece temperatura crește de bază, rata de hidrogen crește de ardere, luminozitate. Zona Radiant dispare treptat. Și din cauza creșterii ratelor de curgere convective ale straturilor exterioare ale hula stele. Mărimea și luminozitatea creșterii sale - steaua devine un gigant roșu (Figura 82, II.).
Stelele de masă mare
Când hidrogenul este masa mare stea complet închis în miezul începe să meargă procesul triplu-alfa și, simultan, reacția de formare a oxigenului (3He => C și C + A => 0). În același timp, pe suprafața nucleului de heliu incepe sa arda hidrogen. Există o primă sursă strat.
Furnizarea de heliu este epuizat foarte repede, la fel ca în reacțiile descrise în fiecare act elementar este alocat relativ puțină energie. Imaginea se repetă și steaua apar deja doua sursă stratificată și kernel-ul începe reacția C + C => Mg.
track evolutiva în acest caz este foarte complexă (Fig. 84). Pe Hertzsprung- se mută Russell stele de-a lungul secvenței gigant sau (în cazul în care masa foarte mare în supergigante) devine periodic Cepheids.
Etapele finale ale evoluției stelare
stele mai vechi de masă mică
Masa stea mică, în final, viteza debitului convectiv la un anumit nivel atinge a doua viteza spațială, shell off, iar steaua devine un pitic alb înconjurat nebuloasă planetară.
track evolutiva stele cu masă mică în Hertzsprung - Russell este prezentat în figura 83.
Moartea stele de masă mare
La sfârșitul evoluției unei stele de masă mare, are o structură foarte complexă. Fiecare strat dintr-o compoziție chimică, în mai multe surse de straturi de reacții nucleare, iar în centrul miezului de fier se formează (Fig. 85).
În acest moment, începem cele două procese mai importante care au loc în miez și în același timp, foarte repede (aparent, în minute). Primul este ca ciocnirilor atomii de fier nuclei cad în 14 atomi de heliu, al doilea - faptul că electronii sunt „presate“ în protoni, formând neutroni. Ambele procese sunt asociate cu absorbția de energie și o temperatură de bază (de asemenea, presiunea) scade instantaneu. Straturile exterioare ale stelei începe să scadă spre centru.
Căderea straturilor exterioare duce la o creștere bruscă a temperaturii în aceasta. Inceput de a arde hidrogen, heliu, carbon. Aceasta este urmată de un flux de neutroni puternic, care merge de la miezul central. Rezultatul este o explozie nucleară puternică, resetarea straturilor exterioare ale stelei deja care conține toate elementele grele, până la californium. Conform opiniilor prezente toți atomii grei de elemente chimice (de ex. E. Mai greu decât heliu) este format în universul supernove. La locul unei supernove a explodat în continuare, în funcție de greutatea unei stele care explodează sau o stea neutronica. sau o gaură neagră.