referat na temat: ewolucja i zycie gwiazd

 Ewolucja Gwiazd Jest to ciąg zmian w strukturze gwiazd,zachodzących w czasie ich istnienia. Przyczyną ewolucji gwiazd jest zmiana składu chemicznego materii w wyniku reakcji termojądrowej,stanowiących zrudło energii promieniowanej  przez gwiazdy. Przebieg i szybkość zmian ewolucyjnych zależą głównie od masy gwiazd. Gwiazdy powstają najprawdopodobniej w wyniku samograwitacyjnego  kurczenia się obłoków materii międzygwiazdowej ; po zakończeniu procesu kontrakcji, tzn. po osiągnięciu przez protogwiazdę stanu równowagi  hydrostatycznej i termicznej, w gwiazdach o masach większych od 0,08 masy Słońca rozpoczyna się termojądrowa przemiana atomów wodoru w atomy helu, tzw. spalanie wodoru ( obiekty o masie mniejszej niż 0,08 masy Słońca nigdy nie osiągają we wnętrzu temperatury zapłonu wodoru,nie zalicza się ich wiec do gwiazd,tylko do obiektów podgwiazdowych , zwanych brązowymi karłami). Czas trwania tej fazy, zwanej fazą ciagu głównego ( gdyż gwiazda znajduje się wówczas na ciągu głównym na diagramie  Hertzsprunga-Russella) , zależy w dużym stopniu od początkowej  masy gwiazd zawiera się w granicach od ok.  10 mln lat dla gwiazd o masie 1,5 masy Słońca do ponad 10 mld lat dla gwiazd o masach Słońca. Po wyczerpaniu się wodoru we wnętrzu dalsza ewolucja gwiazd przebiega znacznie szybciej. Jądro gwiazdy kurczy się i ogrzewa , części zewnętrzne natomiast rozszerzają się i stygną ; gwiazda wchodzi w fazę czerwonego olbrzyma. Głównym zródłem  energii jest spalenie wodoru w cienkiej warstwie  otaczającej helowe jądro. Dalsze losy gwiazd zależą od ich masy ; gwiazdy o masach ok. 2 mas Słońca pozostają w tej fazie przez dłuższy czas , dopóki  masa jądra helowego nie osiągnie krytycznej wartości ok.0,48 mas Słońca ; temperatura wówczas w jej wnętrzu osiąga wartość rzędu 100 mln K, wystarczającą do  zapoczątkowania reakcji przemiany helu w węgiel i tlen. Po wyczerpaniu helu w jądrze, tlenowo węglowe jądro kurczy się jeszcze bardziej, a otoczka rozszerza się, gwiazda wchodzi w krótką fazę młgawicy planetarnej. W gwiazdach o masach mniejszych od ok. 0,7 masy Słońca nie występuje zapalenie się helu  w jądrze gwiazdy te bezpośrednio przechodzą w stadium młgawicy planetarnej ; po wyczerpaniu  reszty zapasów paliwa jądrowego , jądro młgawicy planetarnej zaczyna  stygnąć , przechodząc  w  fazę białego, a następnie  czarnego karła; czas stygnięcia  jest bardzo długi, rzędu mld lat. W gwiazdach o masach większych od ok. 2,5 mas Słońca po zakończeniu fazy ciągu głównego zapala się hel w jądrze  i gwiazdy  pozostają w fazie czerwonego olbrzyma  aż do chwili utworzenia węglowo-tlenowego. Jeżeli masa gwiazdy  jest mniejsza od ok. 8 mas Słońca , jądro  węglowe zapala się gwałtownie  po osiągnięciu  masy ok. 1,4 mas Słońca i gwiazda kończy ewolucję prawdopodobnie jako supernowa. W gwiazdach  o masach początkowych większych od ok. 8 mas Słońca  najpierw zapala się węgiel , a następnie  tlen, neon ,magnez, krzem i nikiel; końcowym produktem jest jądro żelaza, które  z braku dalszych zrudeł  energii termojądrowej  gwałtownie zapada  się grawitacyjnie( zapadanie grawitacyjne), wytwarzając  gwiazdę  neutronową , a w szczególnych przypadkach czarną dziurę , warstwy zewnętrzne natomiast  ekspandują w wybuchu bardzo jasnej supernowej. Końcowe stadia ewolucji gwiazd nie są jeszcze dobrze poznane.                                           KONIEC