Рождение и этапы эволюции звезд

Стадии эволюции звезд

Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.

Эволюция нормальных звезд

Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:

• нормальные звезды (желтые карлики);
• звезды-карлики;
• звезды-гиганты.

Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.

Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда – желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.

Процесс образования нейтронной звезды

Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).

Главная последовательность

Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории — эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.

Красный гигант

Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты — это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.

Звездные скопления

Астрономы очень любят исследовать скопления звезд. Есть гипотеза, что все светила рождаются именно группами, а не поодиночке. Так как звезды, принадлежащие к одному скоплению, обладают схожими свойствами, то и различия между ними являются истинными, а не обусловленными расстоянием до Земли. Какие бы изменения не приходились на долю этих звезд, свое начало они берут в одно и то же время и при равных условиях. Особенно много знаний можно получить, изучая зависимость их свойств от массы. Ведь возраст звезд в скоплениях и их удаленность от Земли примерно равны, поэтому отличаются они только по этому показателю. Скопления будут интересны не только профессиональным астрономам – каждый любитель будет рад сделать красивую фотографию, полюбоваться их исключительно красивым видом в планетарии.

Рождение звёзд[править | править код]

Основная статья: Формирование звёзд

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием гравитационных сил притяжения собираться вокруг центров будущих звезд, в масштабе времени:
К примеру, для Солнца лет.

Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт скорость его вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с планетами.

[править] Двойные и кратные звёзды

Эволюция двойных звёзд ( СССР 1984 год )

Двойными (не оптически, а физически) называются звёзды, которые вращаются вокруг общего центра тяжести из-за взаимного гравитационного притяжения. Первым, кто доказал, что такие звёзды существуют, был английский астроном Уильям Гершель (1738—1822). Множество двойных звезд открыл и исследовал В. Я. Струве. Когда число звёзд в системе более двух, их называют кратными. Предполагается, что более 70 % всех звёзд двойные или кратные. Самая известная кратная звезда (четыре компонента) — это средняя звезда в «ручке ковша» Большой Медведицы, невооружённым глазом видно только два её компонента — пара Мицар-Алькор. Имена звезде дали арабы, у которых слово «мицар» означает «конь», а «алькор» — «всадник». Считалось, что если человек видит не только Мицар, но и рядом с ней еле заметную Алькор, то он может научиться метко стрелять из лука.

Существуют три типа двойных звёзд:

• Визуально-двойные, которые можно наблюдать невооружённым глазом или с помощью телескопа. Например Сириус А сопровождается гораздо более тусклой звездочкой — Сириусом В (самым первым обнаруженным «белым карликом», открыт в 1862 г. А.Кларком). Период их обращения вокруг общего центра масс составляет около 50 лет.
• Затменно-двойные, которые периодически затмевают друг друга, изменяя свою яркость. Типичная затменно-двойная звезда, чья особенность циклично менять свой блеск была замечена ещё в древности — β Персея, названная арабами Алголем (глазом шайтана).
• Спектрально-двойные, которые выявлены по результатам исследования их спектров, в которых наблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Из-за эффекта доплеровского смещения эти линии сдвигаются к красной части спектра, когда источник света удаляется от наблюдателя, и к синей части спектра, когда звезда приближается к нам (см. также Спектральный анализ).

Возраст и интересные факты

Звезда Сириус и созвездие, в котором она находится, по примерным оценкам относится к сравнительно молодым (её возраст составляет 200—300 млн лет). Изначально система состояла из двух бело-голубых тел. Раньше их было бы идеально видно с Земли.

Первая звезда весила в два раза больше Солнца, а вторая — в пять. Затем более тяжёлая постепенно сгорела и превратилась в красный гигант, но потом сбросила верхний слой и стала белым карликом (четвёртая стадия эволюции). На данный момент Сириус В имеет массу немного меньше, чем у Солнца.

Шумеро-аккадские астрономы сопоставляли это небесное тело с богом Нинуртой и называли его Стрелой. Надпись на монументе Тиглатпаласара обозначает акронический восход. В среднеассирийский период это была середина зимы. Различные народы и племена устраивали празднования в честь богов.

Существует одна интересная история, связанная с Сириусом. В древних текстах о нём упоминается, как о красном объекте, хотя сейчас у него белый цвет с голубоватым оттенком. Птолемей и Сенека были уверены, что эта звезда — ярко-красная. В своих записях они её так и описывали. Также подобные упоминания можно встретить и в легендах других народов.

Фильмография

Ссылки

[править] Интересные факты

Как умирают звёзды // ПостНаука

• Вопреки расхожему мнению, днём звёзды не видны даже со дна самого глубокого колодца в мире. Любопытно, что многие авторы были убеждены этим народным заблуждением настолько, что считали его фактом, но никто из них, от Аристотеля до Джона Гершеля (сына Уильяма Гершеля) не проверил это на практике. Звёзды нельзя увидеть днём потому, что освещённая атмосфера Земли рассеивает солнечные лучи в таком количестве, перед которым свет звёзд ничтожно мал. Это условие не изменится для глаза, помещённого в шахту, просто отпадёт боковая видимость, но небо всё равно останется синим.
• С высокой горы можно увидеть яркие звёзды даже днём. Например, с вершины горы Арарат (5137 м.) звёзды первой величины на тёмно-синем небе хорошо различаются в 2 часа пополудни.
• В некоторых странах есть фирмы, готовые за крупную сумму денег продать право назвать безымянную звезду любым именем по желанию заказчика. Несмотря на все предоставляемые «гарантии», любая подобная деятельность является мошенничеством и не имеет ничего общего с Международным Астрономическим Союзом (МАС), в чьём ведении находится звёздная номенклатура. Яркие звезды носят древние арабские имена, и их координаты занесены в каталоги, отдельным звёздам также дают имена, но это не связано с коммерцией. Как высказываются в МАС: Подобно настоящей любви и многим другим замечательным вещам в человеческой жизни, красота звездного неба не продается, но доступна всем для бесплатного наслаждения.

30 интересных вещей о Японии (Спойлер: особенно нас привлекло нетающее мороженое)

Бой при деревне Шумы

Назначенный командиром гренадёрского батальона Московского легиона Кутузов 24 июля 1774 года участвовал в бою с турками, высадившимися в деревне Шумы близ Алушты.

Несмотря на численное превосходство соперника, русским бойцам удалось сдержать их натиск и даже обратить в бегство. Преследуя неприятеля, Кутузов не прятался за спинами солдат и, возглавляя своё войско, получил серьёзное ранение головы.

Пуля, выпущенная из турецкого оружия, попала в левый висок Кутузова, прошла сквозь пазуху носоглотки и вылетела у правой глазницы, едва не выбив глаз.

Врачи, осматривавшие подполковника, не видели оснований для положительного исхода дела, но вопреки их пессимизму Кутузов выжил и даже мог видеть повреждённым глазом, который слегка косил.

О едва не случившейся трагедии и боевой доблести Михаила Илларионовича стали слагаться легенды, а на стол Екатерины II легло донесение от главнокомандующего Крымской армии Долгорукова, подтверждавшего эти факты.

Поражённая отвагой и огромной волей к жизни молодого Кутузова, в котором она примечала черты будущего выдающегося генерала, императрица пожаловала ему орден Святого Георгия 4-й степени и отправила на двухгодичную поправку здоровья в Австрию.

Вернувшись с лечения, Кутузов был полон сил, о его недавней тяжёлой ране напоминал только шрам и полузакрытое веко правого глаза, утратившее способность к полному поднятию.

Читайте также

Ссылки[править | править код]

• Звёздная эволюция
• Эволюция звёзд — Физическая энциклопедия

Для улучшения этой статьи желательно?: Проставив сноски, внести более точные указания на источники.

Википедия Звёздная эволюция адрес Викисловарь — адрес Викицитатник — адрес Викиучебник — адрес Викитека — адрес Викиновости — адрес Викиверситет — адрес Викигид — адрес

Выделить Звёздная эволюция и найти в: Вокруг света эволюция адрес Академик эволюция/ru/ru/ адрес Астронет адрес Элементы эволюция+&search адрес Научная Россия эволюция&mode=2&sort=2 адрес Кругосвет эволюция&results_per_page=10 адрес Научная Сеть Традиция — адрес Циклопедия — адрес Викизнание — эволюция адрес

Bing Yahoo Яндекс Mail.ru Рамблер Нигма.РФ Спутник Google Scholar Апорт Архив Интернета Научно-популярные фильмы на Яндексе Документальные фильмы

Список ru-вики Вики-сайты на русском языке Список крупных русскоязычных википроектов Каталог wiki-сайтов Русскоязычные wiki-проекты Викизнание:Каталог wiki-сайтов Научно-популярные сайты в Интернете Лучшие научные сайты на нашем портале Лучшие научно-популярные сайты Каталог научно-познавательных сайтов НАУКА В РУНЕТЕ: каталог научных и научно-популярных сайтов

• Страница — краткая статья
• Страница — энциклопедическая статья
• Разное — на страницах: , , ,

Эпизод I. Протозвезды

Протопланетный диск, окружающий молодую солнечную систему в туманности Ориона

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Найди протозвезды в туманности Ориона!

Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков телескопа Хаббл. Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.

Литература[ | код]

Звезда на пути к главной последовательности

Формирование звезды происходит в соответствии с динамической временной шкалой. Звездный газ свободно падает внутрь к центру, увеличивая плотность и давление в недрах будущего объекта. Чем выше плотность в центре газового шара, тем больше температура внутри объекта. С этого момента основной энергией небесного тела становится тепло. Чем больше плотность и выше температура, тем больше давление в недрах будущей звезды. Свободное падение молекул и атомов прекращается, процесс сжатия звездного газа приостанавливается. Такое состояние объекта обычно называют протозвездой. Объект на 90% состоит из молекулярного водорода. При достижении температуры 1800К водород переходит в атомарное состояние. В процессе распада расходуется энергия, повышение температуры замедляется.

Вселенная на 75% состоит из молекулярного водорода, который в процессе формирования протозвезд превращается в атомарный водород — ядерное топливо звезды

В подобном состоянии давление внутри газового шара уменьшается, тем самым давая свободу силе сжатия. Такая последовательность повторяется каждый раз, когда сначала ионизируется весь водород, а затем наступает черед ионизации гелия. При температуре 10⁵ К газ ионизируется полностью, сжатие звезды останавливается, возникает гидростатическое равновесие объекта. Дальнейшая эволюция звезды будет происходить в соответствии с тепловой временной шкалой, гораздо медленнее и последовательнее.

Радиус протозвезды с момента начала формирования сокращается с 100 а.е. до ¼ а.е. Объект пребывает в середине газового облака. В результате аккреции частиц из внешних областей облака звездного газа масса звезды будет постоянно увеличиваться. Следовательно, температура внутри объекта будет расти, сопровождая процесс конвекции — перенос энергии от внутренних слоев звезды к ее внешнему краю. Впоследствии с ростом температуры в недрах небесного тела конвекция сменяется лучистым переносом, сдвигаясь к поверхности звезды. В этом момент светимость объекта стремительно увеличивается, растет и температура поверхностных слоев звездного шара.

Процессы конвекции и лучистый перенос во вновь образовавшейся звезде перед началом реакций термоядерного синтеза

К примеру, для звезд, у которых масса идентична массе нашего Солнца, сжатие протозвездного облака происходит всего за несколько сотен лет. Что касается финальной стадии образования объекта, то конденсация звездной материи растягивается уже на миллионы лет. Солнце движется к главной последовательности достаточно быстро, и этот путь займет сотню миллионов или миллиарды лет. Другими словами, чем больше масса звезды, тем больше промежуток времени, затрачиваемый на формирование полноценной звезды. Звезда с массой в 15М будет двигаться по пути к главной последовательности уже значительно дольше — порядка 60 тыс. лет.

Нейтронные звёзды

Это ядра взорвавшихся звёзд, в которых дальнейшее сжатие приводит к тому, что это ядро полностью будет состоять из нейтронов. Массы таких звёзд составляют, приблизительно от 1,44 масс Солнца (предел Чандрасекара), до предела Оппенгеймера-Волкова (см. терминологию сайта), который будет разный для каждой звезды. Радиусы таких звёзд ничтожно малы, около 10-20 км.

Нейтронные звёзды обладают сильным магнитным полем и неимоверно быстрым вращением, около тысячи оборотов за секунду! Вследствие этого существуют такие виды звёзд нейтронного типа, как: рентгеновские пульсары и радиопульсары. Излучают они соответственно в рентгеновском и радио- диапазонах длин волн.

Считается, что нейтронные звёзды рождаются вследствие взрыва сверхновой звезды.

А также

Звездные параметры

Молодые звезды имеют практически одинаковый состав веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и 2% металлических веществ (в астрономии к ним относят все, что не является водородом и гелием). Именно эти два процента и масса объекта имеют огромное значение и делают звезды такими разными. Они влияют на протекание РТС в ядре и металличность звезд. От этого зависят и все другие параметры. К ним относятся:

• Масса и радиус — вычисляются астрономическими методами, как и расстояние до звезды.
• Светимость — обозначается в цифрах по отношению к солнечной.
• Цвет зависит от типа и диапазона испускаемых волн.
• Спектральные классы, по которым можно узнать о химическом составе и температуре поверхности.

На возможность появления планет у светила или в звездной системе влияет металличность звезды. В науке используется также понятие абсолютной звездной величины, которая характеризует интенсивность потока звездного излучения. Поскольку расстояния до светил отличаются миллионами световых лет, то очень далекая звезда высокого класса может быть почти невидимая с Земли, а близкая, но слабая ярко сиять на небе. Поэтому при наблюдениях используется и такое понятие, как видимая звездная величина.

Глаголы к слову праща

Что может праща? Что можно сделать с пращой? Подбор подходящих глаголов на основе русского языка.

пользоваться

отбить

разить

набрать

представлять

оказаться

швырнуть

вернуться

умертвить

метнуть

присоединиться

выбросить

засвистеть

употребляться

совершить

раскручиваться

почесать

отставить

получиться

взмыть

звенеть

отдать

развернуться

полететь

начать

обмотаться

свистать

приходить

оставаться

засохнуть

описать

спрыгнуть

занимать

готовиться

забрасывать

ждать

казаться

считаться

промахнуться

осмелиться

выскочить

появиться

взлететь

вращаться

войти

достичь

упасть

обвиться

разомкнуть

прибежать

махать

придтись

лежать

просвистеть

стеречь

Сверхновые и пульсары

После выгорания гелия в ядре звезды остается достаточно энергии для запуска новых РТС. В результате образуются углерод, кремний, магний и другие материалы, вплоть до железа. При этом, когда начинается новая реакция в ядре, предыдущая продолжается в оболочке. Считается, что все химические элементы во Вселенной так и появились — из недр умирающих массивных светил.

Железо не может быть топливом для РТС без притока энергии извне и накапливается в ядре. Его протоны вступают в реакции с электронами вырожденного газа, образуя нейтроны. Этот процесс происходит практически мгновенно. Все свободные электроны исчезают и, поскольку силам гравитационного сжатия больше нечему противодействовать, со звездой случается гравитационный коллапс.

Энергия столкновения внешней оболочки и нейтронного ядра так высока, что она с огромной силой отскакивает назад и разлетается во все стороны с высочайшей скоростью. Происходит буквально взрыв звезды и превращение ее в сверхновую. С Земли это выглядит как ослепительная вспышка.

Если звезда весила около 10—30 солнечных масс, то после разлета оболочки ее стабилизируют вырожденные нейтроны. В результате образуются быстро вращающиеся объекты диаметром около 15 км, излучающие электромагнитные импульсы с частотой собственного вращения. Они называются пульсарами. Но если масса светила превышала 30 солнечных, ничто не способно остановить ее коллапс. Она сжимается до чёрной дыры — области с настолько большой массой и гравитацией, что её не могут покинуть даже частицы света.

Исторический путь легионов

Зрелость[править | править код]

По прошествии определённого времени — от миллиона до десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) — звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию в теле звезды, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования. Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит далее также зависит от массы звезды.

Объяснение финальной части эволюции звезд

Для нормальных равновесных звезд описанные процессы эволюции маловероятны. Однако существование белых карликов и нейтронных звезд доказывает реальное существование процессов сжатия звездной материи. Незначительное количество подобных объектов во Вселенной свидетельствует о скоротечности их существования. Финальный этап эволюции звезд можно представить в виде последовательной цепочки двух типов:

• нормальная звезда — красный гигант – сброс внешних слоев – белый карлик;
• массивная звезда – красный сверхгигант – взрыв сверхновой – нейтронная звезда или черная дыра – небытие.

Схема эволюции звезд. Варианты продолжения жизни звезд вне главной последовательности.

Объяснить с точки зрения науки происходящие процессы достаточно трудно. Ученые-ядерщики сходятся во мнении, что в случае с финальным этапом эволюции звезд мы имеем дело с усталостью материи. В результате длительного механического, термодинамического воздействия материя меняет свои физические свойства. Усталостью звездной материи, истощенной длительными ядерными реакциями, можно объяснить появление вырожденного электронного газа, его последующую нейтронизацию и аннигиляцию. Если все перечисленные процессы проходят от начала до конца, звездная материя перестает быть физической субстанцией – звезда исчезает в пространстве, не оставляя после себя ничего.

Межзвездные пузыри и газопылевые облака, являющиеся местом рождения звезд, не могут пополняться только за счет исчезнувших и взорвавшихся звезд. Вселенная и галактики находятся в равновесном состоянии. Постоянно происходит потеря массы, плотность межзвездного пространства уменьшается в одной части космического пространства. Следовательно, в другой части Вселенной создаются условия для образования новых звезд. Другими словами, работает схема: если в одном месте убыло определенное количество материи, в другом месте Вселенной такой же объем материи появился в другой форме.

Обозначения

Звездная эволюция

Основываясь на массе звезды, можно определить весь ее эволюционный путь, так как он проходит по определенным шаблонным этапам. Есть звезды промежуточной массы (как Солнце) в 1.5-8 раз больше солнечной массы, более 8, а также до половины солнечной массы. Интересно, что чем больше масса звезды, тем короче ее жизненный срок. Если она достигает меньше десятой части солнечной, то такие объекты попадают в категорию коричневых карликов (не могут зажечь ядерный синтез).

Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.

Этапы эволюции звезды

Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.

Процессы формирования и смерти у звезды с высокой массой происходят невероятно быстро. Нужно всего 10000-100000 лет, чтобы она перешла от протозвезды. В период главной последовательности это горячие и голубые объекты (от 1000 до миллиона раз ярче Солнца и в 10 раз шире). Далее мы видим красного сверхгиганта, начинающего сплавлять углерод в более тяжелые элементы (10000 лет). В итоге формируется железное ядро с шириною в 6000 км, чье ядерное излучение больше не может противостоять силе притяжения.

Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино.  Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.

Туманность Эскимоса — один из последних этапов эволюции небольшой звезды

Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.

Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре начинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реакция образования кислорода (3He=>C и C+He=>О). В то же время на поверхности гелиевого ядра начинает гореть водород. Появляется первый слоевой источник.

Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в описанных реакциях в каждом элементарном акте выделяется сравнительно немного энергии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.

Эволюционный трек при этом оказывается очень сложным. На диаграмме Герцшпрунга-Расселла звезда перемещается вдоль последовательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) периодически становится цефеидой.

https://youtube.com/watch?v=BnG8nUb59VQ

Список автоматических револьверов

• Автоматический револьвер Ландстада — запатентован в Норвегии в 1899 году. Его барабан имеет только две каморы — верхнюю и нижнюю. Продольно скользящий затвор досылает патрон из коробчатого магазина в рукоятке в нижнюю камору, при нажатии на спуск барабан поворачивается на 180° и происходит выстрел из верхней каморы. Затвор под действием импульса отдачи движется назад, выбрасывает гильзу из верхней каморы и заряжает нижнюю. Таким образом, в отличие от других систем, в этом оружии автоматически выполнялся полный цикл заряжания, включая экстракцию гильзы. Револьвер Ландстада испытывался, но на вооружение в производство не попал.
• Автоматический револьвер Webley-Fosbery — под действием отдачи движется вся верхняя часть рамы с барабаном и стволом, при этом поворачивается барабан и взводится курок. Единственная система, состоявшая на вооружении (в британских ВВС во время Первой мировой войны).
• Mateba — один из немногих револьверов, в которых выстрел происходит не из верхней, а из нижней каморы. Револьвер выпускается ограниченными сериями в Италии с конца 1980-х годов. Принцип действия в основном такой же, как у Webley-Fosbery. Револьвер шестизарядный, изготавливается в трех калибрах — .357 Magnum, .44 Magnum и .454 Casull.